Звезда: различия между версиями

Интерактивная навигация по истории

[непроверенная версия]

[отпатрулированная версия]

← Предыдущая правка

Содержимое удалено Содержимое добавлено

ВизуальныйВики-текст

Линейный

Текущая версия от 21:47, 28 сентября 2024

Звезда́ — массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа и плазмы, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции. Ближайшей к Земле звездой является Солнце, другие звёзды на ночном небе выглядят как точки различной яркости, сохраняющие своё взаимное расположение➤. Звёзды различаются структурой и химическим составом, а такие параметры, как радиус, масса и светимость, у разных звёзд могут отличаться на порядки➤.

Самая распространённая схема классификации звёзд — по спектральным классам — основывается на их температуре и светимости➤. Кроме того, среди звёзд выделяют переменные звёзды, которые меняют свой видимый блеск по различным причинам, с собственной системой классификации➤. Звёзды часто образуют гравитационно-связанные системы: двойные или кратные системы, звёздные скопления и галактики➤. Со временем звёзды меняют свои характеристики, так как в их недрах проходит термоядерный синтез, в результате которого меняется химический состав и масса — это явление называется эволюцией звёзд, и в зависимости от начальной массы звезды она может проходить совершенно по-разному➤.

Вид звёздного неба привлекал людей с древности, с видом созвездий или отдельных светил на нём были связаны мифы и легенды разных народов➤, до сих пор он находит отражение в культуре➤. Ещё со времён первых цивилизаций астрономы составляли каталоги звёздного неба, а в XXI веке существует множество современных каталогов, содержащих различную информацию для сотен миллионов звёзд➤.

Определение и характеристики

Общепринятого определения звезды не существует. В большинстве определений звёздами считаются массивные самосветящиеся объекты, состоящие из газа или плазмы^[1], в которых хотя бы на какой-то стадии эволюции (см. ниже➤) в их ядрах идёт термоядерный синтез, мощность которого сопоставима с их собственной светимостью^[2]^[3].

Наблюдательные характеристики

Практически все звёзды наблюдаются с Земли как точечные объекты даже при использовании телескопов с большим увеличением — исключение составляет лишь малая часть звёзд, угловые размеры которых превышают разрешающую способность самых крупных инструментов, а также Солнце^[4]. Всего на небе около 6000 звёзд, которые можно видеть невооружённым глазом в хороших условиях, а одновременно наблюдать можно до 3000 звёзд, расположенных над горизонтом. Взаимное положение звёзд (кроме Солнца), в отличие от Луны и других объектов Солнечной системы, меняется очень медленно: самое большое собственное движение звезды, которое зафиксировано у звезды Барнарда, составляет около 10′′ в год, а для большинства звёзд не превышает 0,05′′ в год^[5]. Чтобы перемещение звёзд можно было заметить без точных измерений, нужно сравнивать вид звёздного неба с интервалом в тысячи лет. В связи с этим звёзды с древности объединяли в созвездия, а в начале XX века Международный астрономический союз утвердил деление неба на 88 созвездий и границы каждого из них^[6]^[7]^[8].

Видимая звёздная величина — мера освещённости, создаваемой звёздами. Эта величина линейно связана с логарифмом освещённости, причём чем больше освещённость, тем меньше звёздная величина. Так, например, видимая звёздная величина Солнца составляет −26,72^m, а ярчайшей звездой ночного неба является Сириус с видимой звёздной величиной −1,46^m. Тем не менее существует множество звёзд с гораздо большей светимостью, чем у Сириуса, но земным наблюдателям они кажутся более тусклыми из-за большой удалённости^[9]^[10].

Расстояния до звёзд измеряются различными методами. Расстояния до самых близких звёзд измеряют методом годичных параллаксов. Например, ближайшая к Земле звезда после Солнца — Проксима Центавра, её параллакс составляет примерно 0,76′′, следовательно она удалена на расстояние 4,2 светового года. Однако её звёздная величина составляет +11,09^m, и она не видна невооружённым глазом^[11]. Для измерения расстояния до более далёких звёзд используются другие методы, например, фотометрический метод: если известно, какая у звезды абсолютная светимость, то, сравнивая её с освещённостью, можно определить расстояние до звезды. Совокупность методов определения расстояний, в том числе до звёзд, образует шкалу расстояний в астрономии^[12].

Спектры излучения звёзд различаются, но чаще всего они представляют собой непрерывные спектры с линиями поглощения. В некоторых случаях на фоне непрерывного спектра наблюдаются эмиссионные линии^[13]. Для описания звёздных спектров часто используется понятие абсолютно чёрного тела, излучающего электромагнитные волны по закону Планка, хотя далеко не у всех звёзд спектры похожи на планковский. Температура абсолютно чёрного тела того же радиуса и светимости, что и звезда, называется эффективной температурой звезды, и, как правило, под температурой поверхности звезды подразумевается именно она. Обычно эффективные температуры звёзд лежат в диапазоне от 2—3 до 50 тысяч кельвинов^[6]^[14]^[15].

Физические характеристики

Параметры звёзд варьируются в очень широком диапазоне. Часто их характеристики выражаются в солнечных величинах: например, масса Солнца (M_⊙) — 1,99⋅10³⁰ кг, радиус Солнца (R_⊙) — 6,96⋅10⁸ м, а солнечная светимость (L_⊙) — 3,85⋅10²⁶ Вт^[6]. Иногда в качестве меры светимости используют абсолютную звёздную величину: она равна видимой звёздной величине звезды, которую бы та имела, находясь на расстоянии 10 парсек от наблюдателя^[16].

Обычно массы звёзд варьируются от 0,075 до 120 M_⊙, хотя иногда встречаются светила и большей массы — звезда с максимальной известной массой, R136a1, в 265 раз массивнее Солнца, а при формировании её масса составляла 320 M_⊙^[1]. С высокой точностью измерить массу звезды можно только в том случае, если она принадлежит визуально-двойной системе (см. ниже➤), расстояние до которой известно, — тогда масса определяется на основании закона всемирного тяготения^[17]. Радиусы звёзд обычно располагаются в диапазоне от 10⁻² до 10³ R_⊙, но из-за того, что они находятся слишком далеко от Земли, их угловые размеры определить непросто: для этого может использоваться, например, интерферометрия^[4]. Наконец, абсолютные светимости звёзд могут составлять от 10⁻⁴ до 10⁶ L_⊙^[1]^[6]^[18]. Наибольшие светимости и радиусы имеют сверхгиганты^[19]: например, звёзды UY Щита и Stephenson 2-18 имеют одни из самых больших известных радиусов, которые составляют около 2⋅10³ R_⊙^[20]^[21]^[22], а наибольшую светимость имеет R136a1, также самая массивная из известных звёзд^[23].

Химический состав звёзд также различается. В основном они состоят из водорода и гелия, причём в молодых звёздах водород составляет 72—75 % массы, а гелий — 24—25 %, и с возрастом доля гелия возрастает^[6].

У всех звёзд имеется магнитное поле. Например, у Солнца оно непостоянно, имеет сложную структуру, и его напряжённость в пятнах может достигать 4000 эрстед. У магнитных звёзд наблюдаются поля напряжённостью до 3,4⋅10⁴ эрстед и вызванный ими эффект Зеемана^[24].

Строение звёзд

Из наблюдений известно, что звёзды, как правило, стационарны, то есть они находятся в гидростатическом и в термодинамическом равновесии. Это верно и для переменных звёзд (см. ниже➤), так как чаще всего их переменность представляет собой колебания параметров относительно точки равновесия. Кроме того, для переноса излучения должен выполняться закон сохранения энергии, так как энергия вырабатывается в центральной части звезды и переносится на её поверхность^[1]^[25]^[26].

В большинстве звёзд вещество подчиняется уравнению состояния идеального газа, а значения таких параметров, как температура, плотность и давление вещества, увеличиваются при приближении к центру звезды: например, в центре Солнца температура достигает 15,5 млн кельвинов, плотность — 156 г/см³, а давление — 2⋅10¹⁶ Па^[1]^[27].

Внутренняя структура

Во внутренних областях звезды происходят выделение энергии и перенос её к поверхности. Энергия в звёздах, за исключением протозвёзд и коричневых карликов, вырабатывается при термоядерном синтезе (см. ниже➤), который происходит либо в ядре звезды, где температура и давление максимальны, либо в слоевом источнике вокруг инертного ядра. Такая ситуация встречается, например, в субгигантах, ядра которых состоят из гелия, а условия для его горения пока что не достигнуты. У Солнца граница ядра располагается на расстоянии 0,3 R_⊙ от его центра^[28].

В звёздах имеются два основных механизма переноса энергии: лучистый перенос, который происходит, когда вещество достаточно прозрачно для быстрого переноса энергии фотонами, и конвекция, происходящая тогда, когда вещество оказывается слишком непрозрачным для лучистого переноса, из-за чего возникает достаточно большой температурный градиент, и вещество начинает перемешиваться. Области звезды, в которых энергия переносится тем или иным образом, называются, соответственно, зоной лучистого переноса и конвективной зоной^[29].

В различных звёздах зона лучистого переноса и конвективная зона располагаются по-разному. Например, в звёздах главной последовательности массой более 1,5 M_⊙ ядро окружено конвективной зоной, а зона лучистого переноса располагается снаружи. В диапазоне масс от 1,15 до 1,5 M_⊙ у звёзд имеются две конвективные зоны в центре и на границе, которые разделены зоной лучистого переноса. В звёздах с меньшей массой снаружи находится конвективная зона, а внутри — зона лучистого переноса, — к таким звёздам относится и Солнце, граница этих областей располагается на расстоянии 0,7 R_⊙ от его центра^[30]. Самые маломассивные звёзды полностью конвективны^[31]^[32].

Атмосферы звёзд

Звёздная атмосфера — область, в которой формируется непосредственно наблюдаемое излучение^[33].

Фотосфера — самая нижняя, непрозрачная часть атмосферы. В ней формируется непрерывный спектр излучения, а сама она при наблюдениях в оптическом диапазоне выглядит как поверхность звезды. С ней же связано явление потемнения к краю, из-за которого края звезды оказываются тусклее центральных областей: например, у Солнца в видимом диапазоне края тусклее центра на 40 %^[34]. Температура фотосферы Солнца составляет 6500 K, а плотность — 5⋅10⁻⁴ кг/м³^[33]^[35].
Обращающий слой находится над фотосферой и по сравнению с ней имеет более низкую температуру и плотность. В нём образуются линии поглощения в спектре. У Солнца температура этого слоя составляет около 4500 K, а плотность — 10⁻⁷ кг/м³^[33].
Хромосфера — слой звёздной атмосферы с более высокой температурой, чем у фотосферы, который создаёт эмиссионные линии в спектре. Температура хромосферы Солнца составляет 10 000 K, но её яркость в 100 раз меньше, чем у фотосферы. Этот слой отсутствует у горячих звёзд^[33]^[36].
Корона — внешний слой звёздной атмосферы с очень высокой температурой, но очень низкой плотностью и яркостью. В этой области происходит излучение преимущественно в рентгеновском диапазоне, и мощность в этом слое не превышает 10⁻³ общей светимости звезды; для Солнца она составляет 10⁻⁶ L_⊙. Из-за низкой светимости в оптическом диапазоне корона наблюдалась только у Солнца и только во время полных солнечных затмений. Температура солнечной короны составляет 1,5 млн кельвинов, но у некоторых звёзд может достигать 10 млн K^[33]^[37].

У многих звёзд наблюдается звёздный ветер — стационарное истечение вещества из атмосферы в космос. Наиболее мощный звёздный ветер наблюдается у массивных звёзд; у маломассивных звёзд он уносит небольшую часть массы, но со временем значительно замедляет их вращение вокруг оси. Наличие звёздного ветра означает, что атмосфера звезды неустойчива^[38].

Классификация

Первую успешную попытку классифицировать звёзды предпринял в 1863 году итальянский астроном и священник Анджело Секки. Он заметил сильную корреляцию между видимыми цветами звёзд и линиями поглощения в их спектрах и на основании этого разделил звёзды на четыре спектральных класса, к которым позже добавился пятый. В дальнейшем, при составлении каталога Генри Дрейпера, астрономы Гарвардской обсерватории выделили большое количество спектров, названных латинскими буквами в порядке ослабевания в них линий водорода. Эта система с изменениями легла в основу системы классификации звёзд, используемой и поныне^[39]^[40]^[41].

Естественно было бы классифицировать звёзды по виду идущих в них термоядерных реакций и их положению, что, в свою очередь, зависит от их эволюционной стадии (см. ниже➤). Однако без наличия соответствующей теории невозможно определить, какие реакции идут в звезде, если известны только её внешние характеристики, например, цвет и светимость, поэтому общепринятой стала именно спектральная классификация^[42].

Йеркская система классификации

Система классификации звёзд, используемая до сих пор, была разработана на рубеже XIX—XX веков в Гарвардской обсерватории и получила название гарвардской системы. Принадлежность звезды к тому или иному спектральному классу определяется видом её спектра: положением максимума излучения и интенсивностью тех или иных линий поглощения^[41].

Когда была построена диаграмма «спектральный класс — светимость», известная как диаграмма Герцшпрунга — Рассела, выяснилось, что звёзды расположены на ней неоднородно и сгруппированы в нескольких областях, каждой из которых был поставлен в соответствие класс светимости. Система, использующая спектральный класс и класс светимости, стала называться йеркской системой или системой Моргана — Кинана по фамилиям разработавших её астрономов^[43].

Спектральные классы

Основные спектральные классы звёзд в порядке уменьшения температуры — O, B, A, F, G, K, M. Изначально классы назывались в алфавитном порядке по ослабеванию в них линий водорода, но затем некоторые классы были объединены, а также была обнаружена их связь с температурой, поэтому в порядке убывания температуры последовательность стала выглядеть именно так^[41]. Каждый из классов делится на 10 подклассов от 0 до 9 в порядке уменьшения температуры, кроме O: первоначально он делился на подклассы от O5 до O9, но затем были введены подклассы вплоть до O2^[44]. Иногда используются полуцелые подклассы, как, например, B0,5. Более высокотемпературные классы и подклассы называются ранними, низкотемпературные — поздними^[45]^[46]. Звёзды распределены по классам крайне неравномерно: к классу M принадлежит примерно 73 % звёзд Млечного Пути, к классу K ещё около 15 %, в то время как звёзд класса O — 0,00002 %^[47].

Кроме основных спектральных классов, существуют и дополнительные. Классы C (иногда делится на R и N) и S — низкотемпературные углеродные и циркониевые звёзды соответственно^[46]^[16]. Классы L, T, Y — классы коричневых карликов в порядке понижения температуры, идущие после класса M^[40].

Характеристики спектров звёзд каждого класса^[16]^[40]^[46]
Класс	Температура (K)^[48]^[49]^[50]	Цвет	Особенности спектра
O	> 30 000	Голубой	Присутствуют линии многократно ионизованных атомов, к примеру, He II^[51], C III, N III, O III, Si V. Есть линии He I, линии H I слабы.
B	10 000—30 000	Бело-голубой	Интенсивность линий He I максимальна, появляются линии Ca II, видны линии O II, Si II, Mg II. Линии He II отсутствуют.
A	7400—10 000	Белый	Интенсивность линий H I максимальна, линии Ca II усиливаются, появляются линии нейтральных металлов. Линии He I пропадают.
F	6000—7400	Жёлто-белый	Линии Ca II и других металлов, к примеру, Fe I, Fe II, Cr II, Ti II, усиливаются, линии H I слабеют.
G	5000—6000	Жёлтый	Максимальная интенсивность линий Ca II, линии H I слабеют.
K	3800—5000	Оранжевый	В основном наблюдаются линии металлов, в частности Ca I. Появляются полосы поглощения TiO, линии H I незначительны.
M	2500—3800	Красный	Присутствует множество линий металлов и молекулярных соединений, в особенности TiO.
C	2500—3800	Красный	Спектры похожи на таковые у звёзд классов K и M, однако вместо полос TiO наблюдаются сильные полосы поглощения соединениями углерода.
S	2500—3800	Красный	Спектры похожи на спектры звёзд класса M, но вместо полос TiO присутствуют полосы ZrO и другие молекулярные полосы поглощения.
L	1300—2500	Тёмно-красный	Выражены линии щелочных металлов, особенно Na I и K I, полосы TiO пропадают.
T	600—1300	Тёмно-красный	Присутствуют полосы CH₄ и H₂O.
Y	< 600	Тёмно-красный	Появляются линии NH₃.

Иногда также используются классы W для звёзд Вольфа — Райе, P — для планетарных туманностей и Q — для новых звёзд^[52].

Классы светимости

Звёзды одного и того же спектрального класса имеют похожие спектры и температуры, но могут иметь различные размеры и, как следствие, светимости. Поэтому для полноты классификации вводятся классы светимости, каждый из которых занимает свою область диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Классы светимости, от более ярких к более тусклым^[40]^[53]:

I — сверхгиганты;
- Ia — яркие сверхгиганты;
- Iab — сверхгиганты;
- Ib — сверхгиганты низкой светимости;
II — яркие гиганты;
III — гиганты;
IV — субгиганты;
V — звёзды главной последовательности, иногда «карлики»;
VI — субкарлики;
VII — белые карлики.

Абсолютное большинство звёзд, 90 %, относятся к главной последовательности^[54]. Солнце — жёлтая звезда главной последовательности (или просто жёлтый карлик), соответственно, его спектральный класс — G2V^[40].

Спектры звёзд одного спектрального класса, но разных классов светимости, также различаются. Так, например, в более ярких звёздах спектральных классов B—F линии водорода более узкие и глубокие, чем в звёздах меньшей светимости. Кроме того, в звёздах-гигантах более сильны линии ионизованных элементов, а сами эти звёзды краснее, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов^[55].

Дополнительные обозначения

Если спектр звезды обладает какими-то особенностями, выделяющими его среди других спектров, к спектральному классу добавляется дополнительная буква. Например, буква e означает, что в спектре есть эмиссионные линии; m означает, что в спектре сильны линии металлов. Буквы n и s означают, что линии поглощения, соответственно, широкие или узкие. Обозначение neb используется, если вид спектра указывает на наличие туманности вокруг звезды, p — для пекулярных спектров^[56]^[57].

Переменные звёзды

Анимация затменной двойной звезды и её кривой блеска

Переменными называются те звёзды, блеск которых изменяется достаточно для того, чтобы это было обнаружено с современным уровнем техники. Если переменность вызвана физическими изменениями в звезде, то она называется физической, а если освещённость, создаваемая звездой, меняется только из-за её вращения или покрытия другими объектами — геометрической. Физическая и геометрическая переменность могут сочетаться. Звёздная величина при этом может меняться как периодически, так и неправильным образом^[58]^[59]^[60]. При этом переменность не является постоянной характеристикой звезды, а возникает и исчезает на различных этапах её эволюции (см. ниже➤) и может принимать различный характер для одной и той же звезды^[61].

На данный момент известны сотни тысяч переменных звёзд, в том числе и в других галактиках. Некоторые типы переменных звёзд, к примеру, цефеиды или сверхновые, в астрономии используются как стандартные свечи и позволяют измерять расстояния в космосе^[58]^[62].

Классификация переменных звёзд сложна и учитывает форму кривой блеска звезды, амплитуду и периодичность его изменений и физические процессы, которые вызывают переменность. В Общем каталоге переменных звёзд, предназначенном для классификации и каталогизации переменных, выделяются сотни классов переменных звёзд, однако некоторые звёзды всё равно не относятся ни к одному из них^[58]^[63]. Существует специальная система именования переменных звёзд (см. ниже➤), а сами классы переменных, как правило, называются по названию звезды, ставшей прототипом этого класса, — к примеру, прототипом переменных типа RR Лиры является звезда RR Лиры^[60]^[64].

Можно выделить следующие основные типы переменных звёзд^[60]:

пульсирующие переменные — звёзды, переменность которых периодична и вызвана изменениями радиуса и температуры. Примером звёзд такого типа могут служить цефеиды^[65];
эруптивные переменные — звёзды, переменность которых вызвана активностью в хромосфере или короне, а также звёздным ветром или выбросами вещества. Пример звёзд этого типа — звёзды типа T Тельца^[66];
катаклизмические переменные — звёзды, изменения блеска которых резки, внезапны и сопровождаются взрывными процессами. К этому типу принадлежат новые и сверхновые звёзды^[67];
затменные переменные — двойные звёзды (см. ниже➤), в которых происходят периодические покрытия звёздами друг друга, в результате чего видимый блеск системы периодически понижается. Примером могут быть затменные переменные типа Алголя^[68];
вращающиеся переменные — звёзды, переменность которых проявляется при их вращении вокруг своей оси, на что могут влиять эллипсоидальная форма, сильное магнитное поле или звёздные пятна. Пример — переменные типа BY Дракона^[69].

Звёздные системы

Двойные и кратные звёзды

Двойная звезда — система из двух звёзд, которые вращаются вокруг общего центра масс. Если в гравитационно-связанную систему входит несколько звёзд, то такая система называется кратной звездой, причём кратные звёзды, как правило, имеют иерархическую структуру: к примеру, тройные системы могут состоять из двойной звезды и достаточно удалённой от неё одиночной. К двойным и кратным системам принадлежит более половины всех звёзд, а периоды обращения в них могут составлять от нескольких минут до нескольких миллионов лет. Двойные звёзды служат наиболее надёжным источником информации о массах и некоторых других параметрах звёзд^[70]^[71].

Обычно двойные звёзды классифицируют на основании того, каким методом была обнаружена их двойственность^[70]^[71]^[72]:

визуально-двойные звёзды — пары звёзд, компоненты которых можно различить непосредственно при наблюдениях;
спектрально-двойные звёзды — пары звёзд, двойственность которых обнаруживается при исследованиях спектра: их движение по орбите вызывает эффект Доплера, который меняет положение спектральных линий одного или обоих компонентов;
затменно-двойные звёзды — пары звёзд, компоненты которых периодически затмевают друг друга частично или полностью, из-за чего меняется видимая звёздная величина и наблюдается переменность. Иногда используется более широкое понятие «фотометрические двойные», которое также включает в себя случаи, когда покрытий не происходит, но одна или обе звезды под действием приливных сил друг друга вытягиваются и при вращении поворачиваются разными сторонами, в результате чего также наблюдается переменность;
астрометрические двойные звёзды — пары звёзд, в которых наблюдается только один, более яркий объект, при этом его траектория движения не прямолинейна, что указывает на наличие тусклого массивного спутника, к примеру, белого карлика.

Также выделяют тесные двойные системы — пары звёзд, расстояние между которыми сопоставимо с их размерами. В таких системах могут наблюдаться различные явления, вызванные взаимодействием звёзд, например, перетекание вещества с одной звезды на другую, если одна или обе звезды заполняют свою полость Роша^[70]^[72]^[73].

Иногда встречаются пары звёзд, близко расположенные в проекции на небесную сферу, но находящиеся друг от друга на большом расстоянии и не связанные гравитацией. Такие пары называются оптически-двойными звёздами^[72].

Звёздные скопления

Звёздное скопление — группа звёзд, близко расположенных в пространстве и связанных происхождением из одного молекулярного облака. Общепринято деление звёздных скоплений на два типа — шаровые и рассеянные^[74], однако иногда к звёздным скоплениям причисляют и звёздные ассоциации. Звёздные скопления ценны для астрономии тем, что звёзды в них находятся на одном расстоянии от Земли и образовались практически одновременно с почти одинаковым химическим составом. Таким образом, они различаются только начальной массой, что облегчает составление теории звёздной эволюции^[75].

Шаровые звёздные скопления — плотные и массивные скопления, которые имеют шарообразную форму и повышенную концентрацию звёзд в центре скопления. Они содержат от 10 тысяч до нескольких миллионов звёзд, в среднем — около 200 тысяч, а их диаметры составляют 100—300 световых лет. Такие скопления имеют возраст порядка 10—15 млрд лет, поэтому относятся к населению II и образуют сферическую подсистему Галактики (см. ниже➤). Звёзды в шаровых скоплениях бедны металлами, так как образовались давно, и имеют небольшие массы, поскольку массивные звёзды уже завершили свою эволюцию (см. ниже➤)^[76]^[75]^[77].

Рассеянные звёздные скопления менее плотны, чем шаровые, и содержат меньше звёзд — от нескольких десятков до нескольких тысяч, в среднем 200—300, диаметры таких скоплений составляют до 50 световых лет. В отличие от шаровых скоплений, рассеянные не так сильно связаны гравитацией и, как правило, распадаются в течение миллиарда лет после образования. Такие скопления относятся к населению I и концентрируются к галактическому диску, а в самих скоплениях встречается много массивных и ярких звёзд^[78]^[75]^[77].

Звёздные ассоциации — ещё более разреженные группы звёзд общей массой менее 1000 M_⊙ и диаметром до 700 световых лет^[79]. Они очень слабо связаны гравитацией, поэтому распадаются в течение 10 млн лет после образования. Это означает, что они состоят из очень молодых звёзд^[80]^[75]^[81].

Галактики

Галактики — системы звёзд и межзвёздного вещества, самые крупные из которых могут содержать сотни миллиардов звёзд и иметь радиусы до 30 килопарсек. Звёзды распределены в галактиках неравномерно: молодые, богатые металлами звёзды населения I образуют плоскую составляющую галактики, которая наблюдается как галактический диск, а старые и бедные металлами звёзды населения II образуют сферическую составляющую, которая сильно концентрируется к центру галактики^[82]^[83]^[84].

Четыре основных типа галактик, выделенные ещё Эдвином Хабблом в 1925 году^[85]^[86]:

эллиптические галактики — галактики без выраженной внутренней структуры, имеющие форму шара или эллипсоида. Они практически не содержат газа и пыли и состоят в основном из старых звёзд. Плоская составляющая в них отсутствует;
линзовидные галактики внешне похожи на эллиптические, но, хотя сферическая составляющая в них является основной, они также имеют звёздный диск;
спиральные галактики имеют как сферическую, так и плоскую составляющие, при этом последняя выражена сильнее, чем в линзовидных, а в дисках спиральных галактик обнаруживается спиральная структура;
неправильные галактики — галактики асимметричной формы, содержащие много газа и пыли. Сферическая составляющая в таких галактиках практически отсутствует, большинство звёзд — молодые и образуют плоскую подсистему.

Эволюция звёзд

Физические и наблюдаемые параметры звёзд непостоянны, так как из-за идущих в них термоядерных реакций меняется состав звезды, уменьшается масса и излучается энергия. Изменение характеристик звезды со временем называется эволюцией звезды, этот процесс проходит по-разному у звёзд различных начальных масс^[87]. Часто в таких случаях говорят о «жизни звезды», которая начинается, когда единственным источником энергии звезды становятся ядерные реакции, и заканчивается, когда реакции прекращаются^[88]^[89]^[90]. Срок жизни звезды, в зависимости от начальной массы, составляет от нескольких миллионов до десятков триллионов лет^[91]^[92]. В течение жизни у звёзд может возникать и исчезать переменность^[61], а на ход эволюции звезды может влиять её принадлежность к тесной двойной системе^[93].

Звёздный нуклеосинтез

На разных стадиях эволюции звёзд в них проходят различные термоядерные реакции. Наиболее важные, энергетически эффективные и длительные из них — протон-протонный цикл и CNO-цикл, в которых из четырёх протонов образуется ядро гелия, — происходят в ядрах звёзд главной последовательности^[94]^[95].

В достаточно массивных звёздах на более поздних этапах эволюции синтезируются более тяжёлые элементы: сначала углерод в тройном гелиевом процессе, а в самых тяжёлых звёздах и более тяжёлые элементы вплоть до железа — дальнейший нуклеосинтез не идёт, так как энергетически невыгоден^[96]^[95]. Тем не менее элементы тяжелее железа могут образовываться при так называемом взрывном нуклеосинтезе, который происходит, когда звезда теряет гидростатическое равновесие, например, при взрывах сверхновых^[97].

Начальная стадия эволюции звёзд

Звёзды образуются из холодных разреженных облаков межзвёздного газа, которые начинают сжиматься из-за возникшей гравитационной неустойчивости. Изначально могут начать сжиматься только облака большой массы, но в процессе они разделяются на более маленькие области сжатия, каждая из которых уже становится отдельной звездой. По этой причине звёзды всегда формируются группами: в составе звёздных ассоциаций или звёздных скоплений^[98]. После того как в облаке формируется гидростатически равновесное ядро, оно начинает считаться протозвездой. Протозвезда светит за счёт сжатия сначала в дальнем инфракрасном диапазоне, затем разогревается и становится видима в оптическом диапазоне. Эта стадия может длиться от 10⁵ лет для самых крупных звёзд до 10⁹ лет для наименее массивных^[99]^[100]^[101]. В это время также формируются протопланетные диски вокруг звезды, которые впоследствии могут эволюционировать в планетные системы^[102]. После этого недра звезды, если её масса составляет более 0,075 M_⊙, достаточно разогреваются, и в ней начинается синтез гелия из водорода: в это время звезда становится полноценной звездой главной последовательности. Если же масса оказывается меньше 0,075 M_⊙, то протозвезда становится коричневым карликом, в котором некоторое время может идти термоядерный синтез, но основная доля энергии выделяется за счёт сжатия^[1]^[3].

Главная последовательность

После того как в звезде начинается синтез гелия из водорода, она становится звездой главной последовательности и в этом состоянии проводит бо́льшую часть жизни — 90 % звёзд, в числе которых и Солнце, относятся к главной последовательности^[54].

Характеристики звёзд главной последовательности зависят в первую очередь от массы и, в гораздо меньшей степени, от возраста и начального химического состава: чем больше масса звезды, тем больше её температура, радиус и светимость и тем меньше срок её жизни на главной последовательности. Так, например, звезда с массой 0,1 M_⊙ будет иметь светимость в 0,0002 L_⊙, температуру 3000 K и спектральный класс M6, а звезда с массой 18 M_⊙ — светимость в 30 000 L_⊙, температуру 33 000 K и спектральный класс O9,5^[92]. У самых тяжёлых звёзд срок жизни на главной последовательности — порядка нескольких миллионов лет, а у самых маломассивных — порядка 10 триллионов лет, что превышает возраст Вселенной^[54]^[103]. Звёзды населения II с низким содержанием тяжёлых элементов, которые также синтезируют гелий в ядре, в несколько раз тусклее звёзд главной последовательности того же спектрального класса и называются субкарликами^[104].

Стадия главной последовательности заканчивается, когда в ядре звезды остаётся слишком мало водорода и его сгорание не может продолжаться в том же режиме. Разные звёзды после этого ведут себя по-разному^[105].

Эволюция звёзд после главной последовательности

У большинства звёзд гелий накапливается в ядре, а водорода остаётся всё меньше. В результате водород начинает сгорать в слоевом источнике вокруг ядра, а сама звезда переходит сначала на стадию субгигантов, а затем на ветвь красных гигантов, охлаждаясь, но многократно увеличивая свои размеры и светимость^[105].

Исключение составляют звёзды массами менее 0,2 M_⊙: они полностью конвективны, и гелий в них распределяется по всему объёму. Согласно теоретическим моделям, они нагреваются и сжимаются, превращаясь в голубые карлики, а потом в гелиевые белые карлики (см. ниже ➤)^[103]^[106].

В звёздах большей массы в определённый момент начинается горение гелия. Если масса звезды составляет менее 2,3 M_⊙, он загорается взрывообразно — происходит гелиевая вспышка, и звезда оказывается на горизонтальной ветви. При большей массе гелий загорается постепенно, и звезда проходит голубую петлю. Когда в ядре накапливаются углерод и кислород, а гелия остаётся мало, ядро начинает сжиматься, и звезда переходит на асимптотическую ветвь гигантов — процессы здесь похожи на происходящие у звёзд на ветви красных гигантов. Для звёзд с массой менее 8 M_⊙ эта стадия оказывается последней: они сбрасывают оболочку и становятся белыми карликами, состоящими из углерода и кислорода^[107]^[108].

В более массивных звёздах ядро начинает сжиматься, а звезда становится сверхгигантом. В ней начинаются термоядерные реакции с участием углерода — для звёзд с массой 8—10 M_⊙ в результате углеродной детонации, а в более массивных звёздах постепенно. Вскоре могут начаться реакции и с более тяжёлыми элементами, вплоть до железа, и в звезде образуется множество слоёв, состоящих из разных элементов. После этого звезда может как сбросить оболочку, став белым карликом, состоящим из кислорода, неона или магния, так и взорваться как сверхновая, и тогда от неё останется нейтронная звезда или чёрная дыра^[107]^[108].

Конечные стадии эволюции звёзд

Выделяется три типа объектов, в которые звезда может превратиться в конце жизни^[109].

Белые карлики — объекты из вырожденного вещества с массой порядка солнечной, но в 100 раз меньшими радиусами. В белые карлики превращаются звёзды с начальными массами менее 8—10 M_⊙, сбрасывая оболочку, что наблюдается как планетарная туманность. В белых карликах не вырабатывается энергия, а излучают они лишь за счёт высокой температуры внутри них: самые горячие из них имеют температуры около 70 000 K, но постепенно остывают и становятся чёрными карликами^[107]^[109].

Нейтронные звёзды образуются, если масса вырожденного ядра звезды превышает предел Чандрасекара — 1,46 M_⊙. В этом случае происходит коллапс ядра с нейтронизацией вещества, при котором происходит взрыв сверхновой. При массе нейтронной звезды, равной 2 M_⊙, её радиус будет составлять порядка 10 км^[107]^[109]^[110].

Чёрная дыра образуется, если масса ядра превысит предел Оппенгеймера — Волкова, равный 2—2,5 M_⊙. Получившаяся нейтронная звезда оказывается неустойчивой, и коллапс будет продолжаться: дальнейшие устойчивые конфигурации неизвестны. В какой-то момент радиус ядра становится меньше радиуса Шварцшильда, при котором вторая космическая скорость становится равной скорости света, и появляется чёрная дыра звёздной массы^[107]^[109].

Звёздные каталоги и номенклатура

Списки звёзд, содержащие какие-либо сведения о них, такие как небесные координаты, собственные движения, звёздные величины или спектральные классы, известны как звёздные каталоги. В некоторых каталогах содержится информация о звёздах определённого типа: например, только о двойных или переменных. Хранением, систематизацией и распространением данных о звёздных каталогах занимается Страсбургский центр астрономических данных. Среди современных звёздных каталогов можно выделить следующие^[111]^[112]^[113]:

Каталог Hipparcos, составленный по результатам работы одноимённого космического телескопа в 1989—1993 годах в оптическом диапазоне. Он содержит такую информацию о 118 218 звёздах, как годичные параллаксы с точностью до 0,001′′, собственные движения с точностью 0,001′′/год и звёздные величины, кроме того, этот каталог обеспечивает стандартную систему координат ICRS;
Каталог Tycho-2 также был составлен на основе работы Hipparcos. Он обладает меньшей точностью, зато содержит сведения о более чем 2 миллионах звёзд;
2MASS (The Two Micron All Sky Survey) — каталог, содержащий координаты и звёздные величины в ближней инфракрасной области для 0,5 миллиарда звёзд, составленный Калифорнийским технологическим институтом.
Каталог Gaia составлен по результатам работы космического телескопа с таким же названием. Каталог содержит, в частности, координаты и звёздные величины для более чем 1,8 миллиарда звёзд, а также параллакс и собственное движение для более чем 1,4 миллиарда. Телескоп продолжает работу, поэтому ожидается дополнение и уточнение каталога^[114]^[115].

Номенклатура

С древности звёзды получали собственные названия (см. ниже➤), но с развитием астрономии появилась потребность в строгой номенклатуре. До 2016 года официальных собственных названий звёзд не было, но на 2020 год Международным астрономическим союзом утверждено 336 собственных названий^[116]^[117].

Обозначения Байера, введённые в 1603 году Иоганном Байером, стали первыми, которые с некоторыми изменениями используются до сих пор. В его каталоге самые яркие звёзды каждого созвездия получили название в виде буквы греческого алфавита и названия созвездия. Обычно, хотя и не во всех случаях, самая яркая звезда созвездия получала букву α, вторая — β и так далее. В случае, если звёзд в созвездии было больше, чем букв в греческом алфавите, используются буквы латинского алфавита: сначала строчные от a до z, затем заглавные от A до Z. Например, ярчайшая звезда созвездия Льва — Регул — имеет обозначение α Льва^[116].

Другая широко используемая система — обозначения Флемстида — появилась в 1783 году и основана на каталоге Джона Флемстида, опубликованном в 1725 году, уже после его смерти. В ней каждой звезде созвездия присваивается номер в порядке увеличения прямого восхождения. Пример такого названия — 61 Лебедя^[116].

В любом случае звёзды также обозначаются по названию каталога, в котором они отмечены, и номеру в нём. Так, например, Бетельгейзе в различных каталогах имеет обозначения HR 2061, BD +7 1055, HD 39801, SAO 113271 и PPM 149643^[116].

Для двойных или кратных звёзд, переменных, а также новых или сверхновых звёзд, используется иная система обозначений^[116]:

компоненты двойных и кратных звёзд, если у них нет раздельных обозначений, получают заглавные латинские буквы в конце названия. Например, белый карлик в системе Сириуса имеет обозначения Сириус B, α Большого Пса B, HD 48915 B;
переменные звёзды имеют более сложную систему обозначений, сложившуюся исторически. Если они не имеют обозначения по Байеру, то получают название в виде заглавной латинской буквы и созвездия, в котором они расположены, в порядке открытия, начиная с R (в некоторых случаях с Q). После буквы Z следуют двухбуквенные обозначения: начиная с RR до RZ, затем от SS до SZ и так далее, до ZZ. Дальше идут обозначения от AA до AZ, от BB до BZ и так далее до QQ до QZ, причём буква J не используется. Такой способ позволяет обозначить 334 звезды в каждом созвездии, после чего их обозначают V335, V336 и так далее. Среди таких названий — R Андромеды, RR Лиры и V1500 Лебедя;
новые и сверхновые, хотя и относятся к переменным, имеют другую систему обозначений. Новые звёзды получают название по созвездию, в котором они были замечены и по году, например, новая Лебедя 1975 года^[вд], и одновременно название по системе переменных звёзд (эта же новая имеет обозначение V1500 Лебедя). Сверхновые звёзды обозначаются по году их открытия и по очерёдности их открытия: первые 26 обозначаются заглавными латинскими буквами от A до Z, затем строчными от aa до az, от ba до bz и так далее. Пример такого обозначения — SN1997bs^[118].

История изучения

Представление о звёздах в древности

Люди с древности обращали внимание на небо и замечали на нём различные группы звёзд. Древнейшее наскальное изображение рассеянного звёздного скопления Плеяды, обнаруженное в пещере Ласко, датируется XVIII—XV тысячелетиями до нашей эры^[119]. До наших дней дошли некоторые созвездия, описанные в шумерских звёздных каталогах, а из 48 созвездий, описанных Птолемеем во II веке н. э., 47 вошли в список из 88 созвездий, утверждённых Международным астрономическим союзом^[120]^[121]. Некоторые яркие звёзды получали собственные имена, также различавшиеся в разных культурах, — наибольшее распространение получили арабские названия^[117].

Звёздное небо использовалось и в прикладных целях. В Древнем Египте началом года считался день первого гелиакического восхода Сириуса^[122]. Мореходы Минойской цивилизации, существовавшей с третьего тысячелетия до н. э., умели использовать звёзды для навигации^[123].

Изучение видимых параметров звёзд

Значительное развитие астрономия получила в Древней Греции. Наиболее известный звёздный каталог того времени был составлен Гиппархом во II веке до н. э.: он содержал 850 звёзд, разделённых на 6 классов по блеску — в дальнейшем это разделение превратилось в современную систему звёздных величин^[124]. Гиппарх также был первым, кто достоверно обнаружил переменную звезду, а именно новую приблизительно в 134 году до н. э^[125]. После этого астрономы регулярно открывали новые и сверхновые звёзды: в Китае в течение X—XVII веков н. э. было обнаружено 12 новых и сверхновых. Среди них была сверхновая 1054 года, породившая Крабовидную туманность^[122]. Однако переменные звёзды других типов стали открывать гораздо позже: первой из них стала Мира, переменность которой в 1609 году обнаружил Давид Фабрициус^[62].

При этом о самих звёздах было известно мало: в частности, они считались расположенными на очень далёкой сфере неподвижных звёзд даже после коперниковской революции — этому способствовало большое расстояние до звёзд, из-за чего никакие их относительные движения заметить было невозможно^[126], а догадки, что далёкие звёзды на самом деле подобны Солнцу, только появлялись и обосновывались чаще философски. Впервые оценить расстояние до звёзд попытался в 1695 году Христиан Гюйгенс: расстояние до Сириуса у него получилось равным 0,5 светового года, при этом оценивал расстояние он фотометрически. В 1718 году Эдмунд Галлей обнаружил собственные движения Альдебарана, Сириуса и Арктура. В то же время астрономы пытались обнаружить звёздные параллаксы, но точности измерений им не хватало. Тем не менее эти попытки привели к другим открытиям: в частности, в 1802—1803 годах Уильям Гершель смог доказать, что многие двойные звёзды являются физическими парами, а не оптически-двойными звёздами. Впервые звёздный параллакс в 1818—1821 годах сумел измерить для двух звёзд Василий Яковлевич Струве, причём для одной из них — Альтаира — величина оказалась очень близкой к современному значению, хотя сам Струве не был уверен в точности результата. В 1837 году он же измерил параллакс Веги, а вскоре за ним последовали результаты других астрономов^[122].

Изучение физической природы звёзд

Далёкими от истины были представления и о природе звёзд — первым шагом к её изучению стали изобретение щелевого спектрографа и развитие спектрального анализа. Фраунгоферовы линии были открыты в 1815 году, хотя Исаак Ньютон изучал спектр Солнца ещё в 1666 году. Уже в 1860-х годах были определены составы атмосфер различных звёзд, в том числе и Солнца, и в то же время Густав Кирхгоф предположил существование фотосфер звёзд, в которых должен образовываться непрерывный спектр^[39]. Другим вопросом, занимавшим учёных, был источник энергии звёзд: на рубеже XIX и XX веков была популярна идея, что звёзды светят, так как выделяют энергию при гравитационном сжатии. Проблема этой гипотезы была в том, что, по расчётам, для Солнца такого механизма должно было хватать на 10⁷ лет, тогда как по геологическим сведениям Земля существовала уже не менее 10⁹ лет. После открытия радиоактивности Джеймс Джинс попытался объяснить свет звёзд именно ей, но эта идея также не могла объяснить такой длительный срок жизни Солнца; ему же принадлежала гипотеза, что энергия выделяется за счёт аннигиляции. Наконец, в 1920 году Артур Эддингтон предположил, что энергия выделяется при превращении ядер водорода в ядра гелия, и, хотя он не представлял, как именно происходит это превращение, в конечном итоге эта догадка оказалась верной — уже в конце 1930-х годов были открыты протон-протонный и CNO-циклы превращения водорода в гелий. После того как был определён источник энергии звёзд, стали развиваться теории звёздной эволюции, которые позволили объяснить видимое разнообразие звёзд и их распределение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела^[122].

В культуре

Разные народы выделяли разные астеризмы и созвездия, но практически во всех культурах в созвездия объединяли звёзды Большой Медведицы, Ориона и Плеяд. Зачастую наблюдаемые фигуры на небе ассоциировались с теми или иными образами, предметами или животными, что у различных народов связывалось с их мифами и легендами. Многие современные созвездия связаны именно с древнегреческой мифологией^[127]^[128]. Звёздное небо и звёзды на нём во многих ранних цивилизациях воспринимались как божественные сущности — предположительно, эта идея зародилась в Месопотамии и оттуда распространилась по всему миру. Там же возникла и астрология, которая до Нового времени не отделялась от астрономии^[129]^[130].

Вид звёздного неба находит отражение и в более современных произведениях культуры. К примеру, ноктюрн — стиль живописи, которому присуще изображение ночных сцен, в частности ночного неба: одна из самых известных картин этого жанра — «Звёздная ночь» Винсента ван Гога. Также звёздам посвящаются различные произведения художественной литературы, а в научной фантастике зачастую рассматриваются конкретные звёзды или звёздные системы^[131]^[132]^[133].

Часто звёзды рассматриваются в более символическом смысле: в различных языках слово «звезда» имеет множество переносных значений. Схематичное изображение звезды встречается на флагах более чем 40 стран, многие из которых исламские: в этой религии звезда и полумесяц — символ мира и жизни. Звёзды играют важную роль и в других религиях: например, в христианстве широко известен сюжет о Вифлеемской звезде^[131].

Примечания

↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ Star (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 18 октября 2020. Архивировано 1 января 2018 года.
↑ David Darling. Star (англ.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 октября 2020. Архивировано 21 октября 2020 года.
↑ ¹ ² Сурдин, 2015, с. 138—139.
↑ ¹ ² Засов А. В. Размеры звезд (методы определения) (рус.). Астронет. Дата обращения: 29 октября 2020. Архивировано 23 июля 2020 года.
↑ Киселёв А. А. Собственные движения «неподвижных» звезд и их значение в астрономии (рус.). Астронет. Дата обращения: 26 октября 2020. Архивировано 25 июля 2003 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ЗВЁЗДЫ : [арх. 22 октября 2020] / А. В. Тутуков // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 331—334. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 14.
↑ The Constellations (неопр.). International Astronomical Union. Дата обращения: 26 октября 2020. Архивировано 14 октября 2021 года.
↑ David Darling. Brightest stars (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 октября 2020. Архивировано 23 октября 2020 года.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 171.
↑ David Darling. Nearest stars (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 октября 2020. Архивировано 21 октября 2020 года.
↑ Псковский Ю. П. Расстояния до космических объектов (методы определения) (неопр.). Астронет. Дата обращения: 30 октября 2020. Архивировано 4 июня 2008 года.
↑ ВО́ЛЬФА-РАЙЕ́ ЗВЁЗДЫ : [арх. 25 февраля 2021] / А. М. Черепащук // Великий князь — Восходящий узел орбиты. — М. : Большая российская энциклопедия, 2006. — С. 692. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 5). — ISBN 5-85270-334-6.
↑ Сурдин, 2015, с. 148—149.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 371.
↑ ¹ ² ³ Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
↑ Куликовский П. Г. Массы небесных тел (методы определения) (неопр.). Астронет. Дата обращения: 30 октября 2020. Архивировано 7 ноября 2020 года.
↑ Fundamental Astronomy, 2007, p. 247.
↑ Supergiant star (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 4 ноября 2020. Архивировано 26 ноября 2020 года.
↑ Nola Taylor. What Is the Biggest Star? (англ.). Space.com (26 июля 2018). Дата обращения: 3 января 2021. Архивировано 21 января 2021 года.
↑ Jake Parks. Meet the most extreme stars (англ.). Astronomy.com (23 сентября 2020). Дата обращения: 3 января 2021. Архивировано 24 января 2021 года.
↑ Stephenson 2-18 (St2-18) (англ.). Star Facts (13 сентября 2020). Дата обращения: 3 января 2021. Архивировано 7 февраля 2021 года.
↑ Stars Just Got Bigger — A 300 Solar Mass Star Uncovered (англ.). ESO (21 июля 2010). Дата обращения: 24 апреля 2021. Архивировано 4 мая 2019 года.
↑ Рузмайкин А. А. Магнитные поля Солнца и звёзд (неопр.). Астронет. Дата обращения: 24 октября 2020. Архивировано 27 октября 2020 года.
↑ Fundamental Astronomy, 2007, p. 230.
↑ Сурдин, 2015, с. 120—123.
↑ Сурдин, 2015, с. 137.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 249, 392—399.
↑ Сурдин, 2015, с. 135—136.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 249.
↑ Строение звезд главной последовательности (неопр.). Астронет. Дата обращения: 24 октября 2020. Архивировано 5 июля 2020 года.
↑ Main Sequence Star (неопр.). The Astrophysics Spectator. Дата обращения: 24 октября 2020. Архивировано 21 июля 2018 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ЗВЁЗДНЫЕ АТМОСФЕ́РЫ : [арх. 26 октября 2020] / Н. А. Сахибуллин // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 324—325. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5.
↑ Черепащук А. М. Потемнение к краю (неопр.). Астронет. Дата обращения: 27 октября 2020. Архивировано 30 октября 2020 года.
↑ ФОТОСФЕ́РА ЗВЁЗД : [арх. 11 декабря 2019] // Уланд — Хватцев. — М. : Большая российская энциклопедия, 2017. — С. 519. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 33). — ISBN 978-5-85270-370-5.
↑ ХРОМОСФЕ́РЫ ЗВЁЗД : [арх. 27 октября 2020] // Хвойка — Шервинский. — М. : Большая российская энциклопедия, 2017. — С. 206. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 34). — ISBN 978-5-85270-372-9.
↑ КОРО́НЫ ЗВЁЗД : [арх. 19 июля 2020] / М. М. Кацова // Конго — Крещение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2010. — С. 358. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 15). — ISBN 978-5-85270-346-0.
↑ ЗВЁЗДНЫЙ ВЕ́ТЕР : [арх. 26 октября 2020] / С. А. Ламзин // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 328—329. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5.
↑ ¹ ² Paul W. Merrill. Lines of the chemical elements in astronomical spectra // Papers of the Mount Wilson Observatory. — Washington: Carnegie Institution, 1958.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Stellar classification (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 18 октября 2020. Архивировано 3 мая 2021 года.
↑ ¹ ² ³ Кононович, Мороз, 2004, с. 369.
↑ Сурдин В. Г. Классификации звёзд (неопр.). Астронет. Дата обращения: 29 октября 2020. Архивировано 6 августа 2020 года.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 377.
↑ Nolan R. Walborn, Ian D. Howarth, Daniel J. Lennon, Philip Massey, M. S. Oey. A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2 (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2002. — Vol. 123, iss. 5. — P. 2754. — ISSN 1538-3881. — doi:10.1086/339831. Архивировано 30 октября 2020 года.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 370.
↑ ¹ ² ³ Fundamental Astronomy, 2007, pp. 209—210.
↑ David Darling. Numbers of stars (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 22 октября 2020. Архивировано 9 июня 2021 года.
↑ Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (неопр.) 68—70. Cambridge University Press. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
↑ Gray R. O., Corbally C. J. Stellar spectral classification. — Princeton; Woodstock: Princeton University Press, 2009. — С. 568. — 592 p. — ISBN 978-0-691-12510-7. Архивировано 15 апреля 2021 года.
↑ Allard F., Homeier D. Brown dwarfs (англ.) // Scholarpedia. — 2007-12-17. — Vol. 2, iss. 12. — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — doi:10.4249/scholarpedia.4475. Архивировано 15 мая 2021 года.
↑ Римские цифры означают степень ионизации атома. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный, III — дважды ионизованный и так далее.
↑ Fundamental Astronomy, 2007, p. 209.
↑ Сурдин, 2015, с. 148.
↑ ¹ ² ³ David Darling. Main sequence (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 22 октября 2020. Архивировано 29 октября 2020 года.
↑ Fundamental Astronomy, 2007, pp. 212—213.
↑ Spectral Classification (неопр.). www.cfa.harvard.edu. Дата обращения: 29 октября 2020. Архивировано 14 ноября 2020 года.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 370—371.
↑ ¹ ² ³ ПЕРЕМЕ́ННЫЕ ЗВЁЗДЫ : [арх. 9 мая 2021] / Н. Н. Самусь // П — Пертурбационная функция. — М. : Большая российская энциклопедия, 2014. — С. 639—640. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 25). — ISBN 978-5-85270-362-0.
↑ Variable star (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 23 октября 2020 года.
↑ ¹ ² ³ David Darling. Variable star (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 26 октября 2020 года.
↑ ¹ ² Ефремов Ю. Н. Переменные звёзды (неопр.). Астронет. Дата обращения: 25 октября 2020. Архивировано 28 октября 2020 года.
↑ ¹ ² Сурдин, 2015, с. 163.
↑ GCVS Introduction (неопр.). www.sai.msu.su. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 26 октября 2020 года.
↑ David Darling. Variable star naming (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 18 сентября 2020 года.
↑ David Darling. Pulsating variable (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 5 декабря 2017 года.
↑ David Darling. Eruptive variable (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 26 октября 2020 года.
↑ David Darling. Cataclysmic variable (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 30 октября 2020 года.
↑ David Darling. Eclipsing binary (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 27 октября 2020 года.
↑ David Darling. Rotating variable (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 26 октября 2020 года.
↑ ¹ ² ³ ДВОЙНЫ́Е ЗВЁЗДЫ : [арх. 24 октября 2020] / А. В. Тутуков // Григорьев — Динамика. — М. : Большая российская энциклопедия, 2007. — С. 376. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 8). — ISBN 978-5-85270-338-5.
↑ ¹ ² Fundamental Astronomy, 2007, pp. 221—226.
↑ ¹ ² ³ David Darling. Binary star (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 27 октября 2020 года.
↑ ТЕ́СНЫЕ ДВОЙНЫ́Е ЗВЁЗДЫ : [арх. 24 октября 2020] / Н. И. Шакура // Телевизионная башня — Улан-Батор. — М. : Большая российская энциклопедия, 2016. — С. 98. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 32). — ISBN 978-5-85270-369-9.
↑ David Darling. Star cluster (неопр.). Encyclopedia of science. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 30 октября 2020 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ Сурдин, 2015, с. 287—295.
↑ David Darling. Globular cluster (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 30 октября 2020 года.
↑ ¹ ² Кононович, Мороз, 2004, с. 440—442.
↑ David Darling. Open cluster (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 30 октября 2020 года.
↑ Stellar association (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 26 октября 2020 года.
↑ David Darling. Stellar association (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 29 октября 2020 года.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 440—444.
↑ Galaxy (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 19 октября 2021 года.
↑ Fundamental Astronomy, 2007, p. 367.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 439—440.
↑ Сурдин, 2015, с. 336—340.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 468—471.
↑ Эволюция звёзд (неопр.). Энциклопедия физики и техники. Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 10 июля 2020 года.
↑ Жизнь звёзд (неопр.). www.sai.msu.su. Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 1 июля 2020 года.
↑ Как выглядит жизненный цикл звезды? (неопр.) new-science.ru. Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 11 июля 2020 года.
↑ Постнов К. А. Во что превращаются звезды в конце жизни (неопр.). Астронет. Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 12 июля 2020 года.
↑ Bertulani C. A.^[англ.]. Nuclei in the Cosmos. — Singapore: World Scientific, 2013. — ISBN 978-981-4417-66-2.
↑ ¹ ² Миронова И. Главная последовательность (неопр.). Астронет. Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 29 июня 2020 года.
↑ Черепащук А. М. Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции (неопр.). Астронет. Дата обращения: 16 июля 2020. Архивировано 20 октября 2015 года.
↑ Я́ДЕРНЫЕ РЕА́КЦИИ В ЗВЁЗДАХ : [арх. 23 октября 2020] / Д. К. Надёжин // Шервуд — Яя. — М. : Большая российская энциклопедия, 2017. — С. 631—632. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 35). — ISBN 978-5-85270-373-6.
↑ ¹ ² Сурдин, 2015, с. 128—134.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 413.
↑ Взрывной нуклеосинтез (неопр.). Энциклопедия физики и техники. Дата обращения: 18 июля 2020. Архивировано 18 июля 2020 года.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 386—392.
↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От облака к звезде (неопр.). Астронет (1992). Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 23 сентября 2015 года.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 394—395.
↑ Fundamental Astronomy, 2007, p. 243.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 356—358.
↑ ¹ ² Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred C. Adams. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1997. — 1 June (vol. 482). — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/304125. Архивировано 5 октября 2018 года.
↑ Darling D. Subdwarf (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 25 октября 2020. Архивировано 31 октября 2020 года.
↑ ¹ ² Кононович, Мороз, 2004, с. 399.
↑ Сурдин, 2015, с. 158.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Fundamental Astronomy, 2007, pp. 249—254.
↑ ¹ ² Сурдин, 2015, с. 154—161.
↑ ¹ ² ³ ⁴ Кононович, Мороз, 2004, с. 418—421.
↑ Утробин В. П. Сверхновые звезды (неопр.). Астронет. Дата обращения: 25 октября 2020. Архивировано 28 октября 2020 года.
↑ ЗВЁЗДНЫЕ КАТАЛО́ГИ : [арх. 30 октября 2020] / К. В. Куимов // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 326. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5.
↑ Star catalog (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 26 октября 2020. Архивировано 7 августа 2020 года.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 153—155.
↑ Gaia overview (англ.). ESA. Дата обращения: 10 октября 2021. Архивировано 10 октября 2021 года.
↑ Gaia EDR3 content - Gaia - Cosmos (неопр.). ESA. Дата обращения: 10 октября 2021. Архивировано 10 декабря 2020 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Naming Stars (неопр.). International Astronomical Union. Дата обращения: 26 октября 2020. Архивировано 11 апреля 2020 года.
↑ ¹ ² Названия звёзд (неопр.). Астромиф. Дата обращения: 27 октября 2020. Архивировано 23 октября 2020 года.
↑ List of Supernovae (неопр.). Central Bureau for Astronomical Telegrams. Дата обращения: 26 октября 2020. Архивировано 12 мая 2020 года.
↑ Екатерина Русакова. Астрономы определили возраст древней поэмы по звездам (неопр.). N+1 (16 мая 2016). Дата обращения: 27 октября 2020. Архивировано 31 октября 2020 года.
↑ Кратчайшая история созвездий (неопр.). Астромиф. Дата обращения: 27 октября 2020. Архивировано 31 октября 2020 года.
↑ ЗВЁЗДНОЕ НЕ́БО : [арх. 24 октября 2020] / В. Г. Сурдин // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 319—323. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5.
↑ ¹ ² ³ ⁴ История астрономии (неопр.). Институт истории естествознания и техники им. С. И. Вавилова. Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 29 июня 2020 года.
↑ Navigation (неопр.). National Geographic. National Geographic Society (21 января 2011). Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 23 октября 2020 года.
↑ Звездная величина (неопр.). Астронет. Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 31 июля 2020 года.
↑ Antonios D. Pinotsis. Astronomy in Ancient Rhodes (неопр.). conferences.phys.uoa.gr. Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 7 сентября 2017 года.
↑ Открытие Солнечной системы (неопр.). Московский планетарий. Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 6 ноября 2020 года.
↑ Берёзкин Ю. Е. Рождение звездного неба: представления о ночных светилах в исторической динамике.. — СПб.: МАЭ РАН, 2017. — 316 с. — ISBN 978-5-88431-326-2. Архивировано 31 октября 2020 года.
↑ Ian Ridpath. Ian Ridpath’s Star Tales — Constellation Mythology and History (неопр.). Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 25 октября 2020 года.
↑ Nature worship — Stars and constellations (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 20 ноября 2020 года.
↑ АСТРОЛО́ГИЯ : [арх. 28 января 2021] / Г. Е. Куртик, А. И. Кобзев, В. Г. Лысенко // Анкилоз — Банка. — М. : Большая российская энциклопедия, 2005. — С. 404—408. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 2). — ISBN 5-85270-330-3.
↑ ¹ ² Varadaraja Venkata Raman. Impact of Stars on Human Culture (англ.) // Astronomy and Civilization in the New Enlightenment: Passions of the Skies / Anna-Teresa Tymieniecka, Attila Grandpierre. — Dordrecht: Springer Netherlands, 2011. — P. 151—165. — ISBN 978-90-481-9748-4. — doi:10.1007/978-90-481-9748-4_16.
↑ Alina Cohen. From Van Gogh to Vija Celmins, These Artists Have Made the Night Sky Their Muse (англ.). Artsy (7 июня 2018). Дата обращения: 3 января 2021. Архивировано 16 мая 2021 года.
↑ James Davis Nicoll. Classic Sci-Fi Star Systems Keep Getting Ruined by Science (англ.). Tor.com (23 июля 2018). Дата обращения: 3 января 2021. Архивировано 25 января 2021 года.

Литература

Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: Едиториал УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — М.: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть — 3-е изд., перераб. — М.: Наука, 1984. — 384 с.
Шкловский И. С. Вселенная, жизнь, разум. — 6-е изд., доп.— М.: Наука, 1987. — 320 с.
Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.

Ссылки

Kaler, James. Portraits of Stars and their Constellations (неопр.). University of Illinois. Дата обращения: 20 августа 2010.
Prialnick, Dina; Wood, Kenneth; Bjorkman, Jon; Whitney, Barbara; Wolff, Michael; Gray, David; Mihalas, Dimitri. Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution (неопр.). University of St. Andrews (2001). Дата обращения: 20 августа 2010.

[:1-1] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ Star (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 18 октября 2020. Архивировано 1 января 2018 года.

[2] David Darling. Star (англ.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 октября 2020. Архивировано 21 октября 2020 года.

[_abdf625b89b777fb-3] ¹ ² Сурдин, 2015, с. 138—139.

[:14-4] ¹ ² Засов А. В. Размеры звезд (методы определения) (рус.). Астронет. Дата обращения: 29 октября 2020. Архивировано 23 июля 2020 года.

[5] Киселёв А. А. Собственные движения «неподвижных» звезд и их значение в астрономии (рус.). Астронет. Дата обращения: 26 октября 2020. Архивировано 25 июля 2003 года.

[:0-6] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ЗВЁЗДЫ : [арх. 22 октября 2020] / А. В. Тутуков // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 331—334. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5.

[_7f4e7e34c10ad2c6-7] Кононович, Мороз, 2004, с. 14.

[8] The Constellations (неопр.). International Astronomical Union. Дата обращения: 26 октября 2020. Архивировано 14 октября 2021 года.

[9] David Darling. Brightest stars (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 октября 2020. Архивировано 23 октября 2020 года.

[_5d3338a40564248e-10] Кононович, Мороз, 2004, с. 171.

[11] David Darling. Nearest stars (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 октября 2020. Архивировано 21 октября 2020 года.

[12] Псковский Ю. П. Расстояния до космических объектов (методы определения) (неопр.). Астронет. Дата обращения: 30 октября 2020. Архивировано 4 июня 2008 года.

[13] ВО́ЛЬФА-РАЙЕ́ ЗВЁЗДЫ : [арх. 25 февраля 2021] / А. М. Черепащук // Великий князь — Восходящий узел орбиты. — М. : Большая российская энциклопедия, 2006. — С. 692. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 5). — ISBN 5-85270-334-6.

[_465e20a6dcf7ff03-14] Сурдин, 2015, с. 148—149.

[_5d2cc8a4055efaf0-15] Кононович, Мороз, 2004, с. 371.

[_5d2cc8a4055efaf2-16] ¹ ² ³ Кононович, Мороз, 2004, с. 373.

[17] Куликовский П. Г. Массы небесных тел (методы определения) (неопр.). Астронет. Дата обращения: 30 октября 2020. Архивировано 7 ноября 2020 года.

[_6185e3b120b7d990-18] Fundamental Astronomy, 2007, p. 247.

[19] Supergiant star (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 4 ноября 2020. Архивировано 26 ноября 2020 года.

[20] Nola Taylor. What Is the Biggest Star? (англ.). Space.com (26 июля 2018). Дата обращения: 3 января 2021. Архивировано 21 января 2021 года.

[21] Jake Parks. Meet the most extreme stars (англ.). Astronomy.com (23 сентября 2020). Дата обращения: 3 января 2021. Архивировано 24 января 2021 года.

[22] Stephenson 2-18 (St2-18) (англ.). Star Facts (13 сентября 2020). Дата обращения: 3 января 2021. Архивировано 7 февраля 2021 года.

[23] Stars Just Got Bigger — A 300 Solar Mass Star Uncovered (англ.). ESO (21 июля 2010). Дата обращения: 24 апреля 2021. Архивировано 4 мая 2019 года.

[24] Рузмайкин А. А. Магнитные поля Солнца и звёзд (неопр.). Астронет. Дата обращения: 24 октября 2020. Архивировано 27 октября 2020 года.

[_6185e0b120b7d4be-25] Fundamental Astronomy, 2007, p. 230.

[_0f2653b74429fc05-26] Сурдин, 2015, с. 120—123.

[_c5aa64d07e2d9af3-27] Сурдин, 2015, с. 137.

[_4488b900e8ecbd45-28] Кононович, Мороз, 2004, с. 249, 392—399.

[_6aaff1a86f1bbb75-29] Сурдин, 2015, с. 135—136.

[_5d2fcba405613588-30] Кононович, Мороз, 2004, с. 249.

[31] Строение звезд главной последовательности (неопр.). Астронет. Дата обращения: 24 октября 2020. Архивировано 5 июля 2020 года.

[32] Main Sequence Star (неопр.). The Astrophysics Spectator. Дата обращения: 24 октября 2020. Архивировано 21 июля 2018 года.

[:7-33] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ЗВЁЗДНЫЕ АТМОСФЕ́РЫ : [арх. 26 октября 2020] / Н. А. Сахибуллин // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 324—325. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5.

[34] Черепащук А. М. Потемнение к краю (неопр.). Астронет. Дата обращения: 27 октября 2020. Архивировано 30 октября 2020 года.

[35] ФОТОСФЕ́РА ЗВЁЗД : [арх. 11 декабря 2019] // Уланд — Хватцев. — М. : Большая российская энциклопедия, 2017. — С. 519. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 33). — ISBN 978-5-85270-370-5.

[36] ХРОМОСФЕ́РЫ ЗВЁЗД : [арх. 27 октября 2020] // Хвойка — Шервинский. — М. : Большая российская энциклопедия, 2017. — С. 206. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 34). — ISBN 978-5-85270-372-9.

[37] КОРО́НЫ ЗВЁЗД : [арх. 19 июля 2020] / М. М. Кацова // Конго — Крещение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2010. — С. 358. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 15). — ISBN 978-5-85270-346-0.

[38] ЗВЁЗДНЫЙ ВЕ́ТЕР : [арх. 26 октября 2020] / С. А. Ламзин // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 328—329. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5.

[:17-39] ¹ ² Paul W. Merrill. Lines of the chemical elements in astronomical spectra // Papers of the Mount Wilson Observatory. — Washington: Carnegie Institution, 1958.

[:2-40] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Stellar classification (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 18 октября 2020. Архивировано 3 мая 2021 года.

[_5d2cc7a4055ef937-41] ¹ ² ³ Кононович, Мороз, 2004, с. 369.

[42] Сурдин В. Г. Классификации звёзд (неопр.). Астронет. Дата обращения: 29 октября 2020. Архивировано 6 августа 2020 года.

[_5d2cc8a4055efaf6-43] Кононович, Мороз, 2004, с. 377.

[44] Nolan R. Walborn, Ian D. Howarth, Daniel J. Lennon, Philip Massey, M. S. Oey. A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2 (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2002. — Vol. 123, iss. 5. — P. 2754. — ISSN 1538-3881. — doi:10.1086/339831. Архивировано 30 октября 2020 года.

[_5d2cc8a4055efaf1-45] Кононович, Мороз, 2004, с. 370.

[_86a12531aae1a565-46] ¹ ² ³ Fundamental Astronomy, 2007, pp. 209—210.

[47] David Darling. Numbers of stars (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 22 октября 2020. Архивировано 9 июня 2021 года.

[:22-48] Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (неопр.) 68—70. Cambridge University Press. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.

[49] Gray R. O., Corbally C. J. Stellar spectral classification. — Princeton; Woodstock: Princeton University Press, 2009. — С. 568. — 592 p. — ISBN 978-0-691-12510-7. Архивировано 15 апреля 2021 года.

[:23-50] Allard F., Homeier D. Brown dwarfs (англ.) // Scholarpedia. — 2007-12-17. — Vol. 2, iss. 12. — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — doi:10.4249/scholarpedia.4475. Архивировано 15 мая 2021 года.

[51] Римские цифры означают степень ионизации атома. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный, III — дважды ионизованный и так далее.

[_6185dfb120b7d2e2-52] Fundamental Astronomy, 2007, p. 209.

[_c5aa63d07e2d9929-53] Сурдин, 2015, с. 148.

[:8-54] ¹ ² ³ David Darling. Main sequence (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 22 октября 2020. Архивировано 29 октября 2020 года.

[_83005e844afdcb1e-55] Fundamental Astronomy, 2007, pp. 212—213.

[56] Spectral Classification (неопр.). www.cfa.harvard.edu. Дата обращения: 29 октября 2020. Архивировано 14 ноября 2020 года.

[_bf5695ad19541ea0-57] Кононович, Мороз, 2004, с. 370—371.

[:3-58] ¹ ² ³ ПЕРЕМЕ́ННЫЕ ЗВЁЗДЫ : [арх. 9 мая 2021] / Н. Н. Самусь // П — Пертурбационная функция. — М. : Большая российская энциклопедия, 2014. — С. 639—640. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 25). — ISBN 978-5-85270-362-0.

[59] Variable star (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 23 октября 2020 года.

[:4-60] ¹ ² ³ David Darling. Variable star (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 26 октября 2020 года.

[:11-61] ¹ ² Ефремов Ю. Н. Переменные звёзды (неопр.). Астронет. Дата обращения: 25 октября 2020. Архивировано 28 октября 2020 года.

[_c5aa61d07e2d9598-62] ¹ ² Сурдин, 2015, с. 163.

[63] GCVS Introduction (неопр.). www.sai.msu.su. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 26 октября 2020 года.

[64] David Darling. Variable star naming (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 18 сентября 2020 года.

[65] David Darling. Pulsating variable (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 5 декабря 2017 года.

[66] David Darling. Eruptive variable (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 26 октября 2020 года.

[67] David Darling. Cataclysmic variable (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 30 октября 2020 года.

[68] David Darling. Eclipsing binary (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 27 октября 2020 года.

[69] David Darling. Rotating variable (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 октября 2020. Архивировано 26 октября 2020 года.

[:5-70] ¹ ² ³ ДВОЙНЫ́Е ЗВЁЗДЫ : [арх. 24 октября 2020] / А. В. Тутуков // Григорьев — Динамика. — М. : Большая российская энциклопедия, 2007. — С. 376. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 8). — ISBN 978-5-85270-338-5.

[_a9ba9ca6f1695510-71] ¹ ² Fundamental Astronomy, 2007, pp. 221—226.

[:6-72] ¹ ² ³ David Darling. Binary star (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 27 октября 2020 года.

[73] ТЕ́СНЫЕ ДВОЙНЫ́Е ЗВЁЗДЫ : [арх. 24 октября 2020] / Н. И. Шакура // Телевизионная башня — Улан-Батор. — М. : Большая российская энциклопедия, 2016. — С. 98. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 32). — ISBN 978-5-85270-369-9.

[74] David Darling. Star cluster (неопр.). Encyclopedia of science. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 30 октября 2020 года.

[_7c4c3ab7da3a2d7f-75] ¹ ² ³ ⁴ Сурдин, 2015, с. 287—295.

[76] David Darling. Globular cluster (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 30 октября 2020 года.

[_15b9a292ebf6df43-77] ¹ ² Кононович, Мороз, 2004, с. 440—442.

[78] David Darling. Open cluster (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 30 октября 2020 года.

[79] Stellar association (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 26 октября 2020 года.

[80] David Darling. Stellar association (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 29 октября 2020 года.

[_15b9a292ebf6df45-81] Кононович, Мороз, 2004, с. 440—444.

[82] Galaxy (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 23 октября 2020. Архивировано 19 октября 2021 года.

[_618253b120b4af17-83] Fundamental Astronomy, 2007, p. 367.

[_b772df680e7b4b61-84] Кононович, Мороз, 2004, с. 439—440.

[_53817053c9e47af9-85] Сурдин, 2015, с. 336—340.

[_464ef0ee135485f7-86] Кононович, Мороз, 2004, с. 468—471.

[87] Эволюция звёзд (неопр.). Энциклопедия физики и техники. Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 10 июля 2020 года.

[88] Жизнь звёзд (неопр.). www.sai.msu.su. Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 1 июля 2020 года.

[89] Как выглядит жизненный цикл звезды? (неопр.) new-science.ru. Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 11 июля 2020 года.

[90] Постнов К. А. Во что превращаются звезды в конце жизни (неопр.). Астронет. Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 12 июля 2020 года.

[91] Bertulani C. A.^[англ.]. Nuclei in the Cosmos. — Singapore: World Scientific, 2013. — ISBN 978-981-4417-66-2.

[:42-92] ¹ ² Миронова И. Главная последовательность (неопр.). Астронет. Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 29 июня 2020 года.

[:15-93] Черепащук А. М. Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции (неопр.). Астронет. Дата обращения: 16 июля 2020. Архивировано 20 октября 2015 года.

[94] Я́ДЕРНЫЕ РЕА́КЦИИ В ЗВЁЗДАХ : [арх. 23 октября 2020] / Д. К. Надёжин // Шервуд — Яя. — М. : Большая российская энциклопедия, 2017. — С. 631—632. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 35). — ISBN 978-5-85270-373-6.

[_4c3780d0eb210765-95] ¹ ² Сурдин, 2015, с. 128—134.

[_5d2942a4055be10b-96] Кононович, Мороз, 2004, с. 413.

[97] Взрывной нуклеосинтез (неопр.). Энциклопедия физики и техники. Дата обращения: 18 июля 2020. Архивировано 18 июля 2020 года.

[_b3485a207de2378a-98] Кононович, Мороз, 2004, с. 386—392.

[:18-99] Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От облака к звезде (неопр.). Астронет (1992). Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 23 сентября 2015 года.

[_6c9c31645bd1d19c-100] Кононович, Мороз, 2004, с. 394—395.

[_6185e3b120b7d994-101] Fundamental Astronomy, 2007, p. 243.

[_da45ee78e2a866bf-102] Кононович, Мороз, 2004, с. 356—358.

[:10-103] ¹ ² Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred C. Adams. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1997. — 1 June (vol. 482). — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/304125. Архивировано 5 октября 2018 года.

[104] Darling D. Subdwarf (неопр.). Encyclopedia of Science. Дата обращения: 25 октября 2020. Архивировано 31 октября 2020 года.

[_5d2cc2a4055ef0b6-105] ¹ ² Кононович, Мороз, 2004, с. 399.

[_c5aa62d07e2d9766-106] Сурдин, 2015, с. 158.

[_d668ac48ba22a3e1-107] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Fundamental Astronomy, 2007, pp. 249—254.

[_15dad9d0f7db0036-108] ¹ ² Сурдин, 2015, с. 154—161.

[_763f11211ecfde51-109] ¹ ² ³ ⁴ Кононович, Мороз, 2004, с. 418—421.

[110] Утробин В. П. Сверхновые звезды (неопр.). Астронет. Дата обращения: 25 октября 2020. Архивировано 28 октября 2020 года.

[111] ЗВЁЗДНЫЕ КАТАЛО́ГИ : [арх. 30 октября 2020] / К. В. Куимов // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 326. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5.

[112] Star catalog (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 26 октября 2020. Архивировано 7 августа 2020 года.

[_7fca2b352f0bb933-113] Кононович, Мороз, 2004, с. 153—155.

[114] Gaia overview (англ.). ESA. Дата обращения: 10 октября 2021. Архивировано 10 октября 2021 года.

[115] Gaia EDR3 content - Gaia - Cosmos (неопр.). ESA. Дата обращения: 10 октября 2021. Архивировано 10 декабря 2020 года.

[:12-116] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Naming Stars (неопр.). International Astronomical Union. Дата обращения: 26 октября 2020. Архивировано 11 апреля 2020 года.

[:13-117] ¹ ² Названия звёзд (неопр.). Астромиф. Дата обращения: 27 октября 2020. Архивировано 23 октября 2020 года.

[118] List of Supernovae (неопр.). Central Bureau for Astronomical Telegrams. Дата обращения: 26 октября 2020. Архивировано 12 мая 2020 года.

[119] Екатерина Русакова. Астрономы определили возраст древней поэмы по звездам (неопр.). N+1 (16 мая 2016). Дата обращения: 27 октября 2020. Архивировано 31 октября 2020 года.

[120] Кратчайшая история созвездий (неопр.). Астромиф. Дата обращения: 27 октября 2020. Архивировано 31 октября 2020 года.

[121] ЗВЁЗДНОЕ НЕ́БО : [арх. 24 октября 2020] / В. Г. Сурдин // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 319—323. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5.

[:16-122] ¹ ² ³ ⁴ История астрономии (неопр.). Институт истории естествознания и техники им. С. И. Вавилова. Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 29 июня 2020 года.

[123] Navigation (неопр.). National Geographic. National Geographic Society (21 января 2011). Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 23 октября 2020 года.

[124] Звездная величина (неопр.). Астронет. Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 31 июля 2020 года.

[125] Antonios D. Pinotsis. Astronomy in Ancient Rhodes (неопр.). conferences.phys.uoa.gr. Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 7 сентября 2017 года.

[126] Открытие Солнечной системы (неопр.). Московский планетарий. Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 6 ноября 2020 года.

[127] Берёзкин Ю. Е. Рождение звездного неба: представления о ночных светилах в исторической динамике.. — СПб.: МАЭ РАН, 2017. — 316 с. — ISBN 978-5-88431-326-2. Архивировано 31 октября 2020 года.

[128] Ian Ridpath. Ian Ridpath’s Star Tales — Constellation Mythology and History (неопр.). Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 25 октября 2020 года.

[129] Nature worship — Stars and constellations (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 31 октября 2020. Архивировано 20 ноября 2020 года.

[130] АСТРОЛО́ГИЯ : [арх. 28 января 2021] / Г. Е. Куртик, А. И. Кобзев, В. Г. Лысенко // Анкилоз — Банка. — М. : Большая российская энциклопедия, 2005. — С. 404—408. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 2). — ISBN 5-85270-330-3.

[:19-131] ¹ ² Varadaraja Venkata Raman. Impact of Stars on Human Culture (англ.) // Astronomy and Civilization in the New Enlightenment: Passions of the Skies / Anna-Teresa Tymieniecka, Attila Grandpierre. — Dordrecht: Springer Netherlands, 2011. — P. 151—165. — ISBN 978-90-481-9748-4. — doi:10.1007/978-90-481-9748-4_16.

[132] Alina Cohen. From Van Gogh to Vija Celmins, These Artists Have Made the Night Sky Their Muse (англ.). Artsy (7 июня 2018). Дата обращения: 3 января 2021. Архивировано 16 мая 2021 года.

[133] James Davis Nicoll. Classic Sci-Fi Star Systems Keep Getting Ruined by Science (англ.). Tor.com (23 июля 2018). Дата обращения: 3 января 2021. Архивировано 25 января 2021 года.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

[82]

[83]

[84]

[85]

[86]

[87]

[88]

[89]

[90]

[91]

[92]

[93]

[94]

[95]

[96]

[97]

[98]

[99]

[100]

Звёзды
Классификация	Гипергиганты Сверхгиганты Яркие гиганты Гиганты Субгиганты Звёзды главной последовательности (карлики) Субкарлики Белые карлики Гиперскоростные звёзды Переменные звёзды
Субзвёздные объекты	Коричневый карлик Субкоричневый карлик Планетар
Эволюция	Формирование Протозвезда Звезда до главной последовательности Главная последовательность Ветвь субгигантов Ветвь красных гигантов Горизонтальная ветвь Красное сгущение Голубая петля Асимптотическая ветвь гигантов Планетарная туманность Сверхновая Белый карлик Голубой карлик Нейтронная звезда Чёрная дыра
Нуклеосинтез	Протон-протонный цикл CNO-цикл Гелиевая вспышка Тройная гелиевая реакция Горение углерода Углеродная детонация Горение неона Горение кислорода Горение кремния s-процесс r-процесс p-процесс rp-процесс Альфа-процесс
Строение	Ядро Конвективная зона Лучистая зона Звёздная атмосфера Фотосфера Хромосфера Корона Ветер Магнитное поле
Свойства	Звёздная величина Металличность Показатель цвета Собственное движение Спектральный класс Эффективная температура
Связанные понятия	Абсолютно чёрное тело Диаграмма Герцшпрунга — Рассела Звёздные ассоциации Звёздные системы Звёздные скопления Планетные системы Фраунгоферовы линии
Списки звёзд	Наиболее массивные Крупнейшие Самые яркие С наибольшей светимостью Ближайшие Коричневые карлики Собственные названия звёзд

Звезда: различия между версиями

Текущая версия от 21:47, 28 сентября 2024

Содержание

Определение и характеристики

Наблюдательные характеристики

Физические характеристики

Строение звёзд

Внутренняя структура

Атмосферы звёзд

Классификация

Йеркская система классификации

Спектральные классы

Классы светимости

Дополнительные обозначения

Переменные звёзды

Звёздные системы

Двойные и кратные звёзды

Звёздные скопления

Галактики

Эволюция звёзд

Звёздный нуклеосинтез

Начальная стадия эволюции звёзд

Главная последовательность

Эволюция звёзд после главной последовательности

Конечные стадии эволюции звёзд

Звёздные каталоги и номенклатура

Номенклатура

История изучения

Представление о звёздах в древности

Изучение видимых параметров звёзд

Изучение физической природы звёзд

В культуре

Примечания

Литература

Ссылки

Навигация

@@ Строка 1: / Строка 1: @@
+{{значения}}
-''Другие значения слова «звезда» см. в статье [[Звезда (значения)]]''.
+{{←|Звёзды}}
+[[Файл:Звёздное_небо_в_Альпах.jpg|мини|Вид звёздного неба в [[Альпы|Альпах]]]]
+[[Файл:Sun_white.jpg|мини|[[Солнце]] — ближайшая к [[Земля|Земле]] звезда]]
+'''Звезда́''' — массивное самосветящееся [[Астрономический объект|небесное тело]], состоящее из [[газ]]а и [[Плазма|плазмы]], в котором происходят, происходили или будут происходить [[Термоядерная реакция|термоядерные реакции]]. Ближайшей к [[Земля|Земле]] звездой является [[Солнце]], другие звёзды на [[Звёздное небо|ночном небе]] выглядят как точки различной яркости, сохраняющие своё взаимное расположение{{переход|Наблюдательные характеристики}}. Звёзды различаются структурой и химическим составом, а такие параметры, как [[радиус]], [[масса]] и [[Светимость звезды|светимость]], у разных звёзд могут отличаться на порядки{{переход|Физические характеристики}}.
+Самая распространённая схема классификации звёзд — по [[Спектральные классы звёзд|спектральным классам]] — основывается на их температуре и светимости{{переход|Спектральные классы}}. Кроме того, среди звёзд выделяют [[Переменная звезда|переменные звёзды]], которые меняют свой видимый блеск по различным причинам, с собственной системой классификации{{переход|Переменные звёзды}}. Звёзды часто образуют гравитационно-связанные системы: [[Двойная звезда|двойные]] или [[Кратная звезда|кратные системы]], [[Звёздное скопление|звёздные скопления]] и [[Галактика|галактики]]{{переход|Звёздные системы}}. Со временем звёзды меняют свои характеристики, так как в их недрах проходит термоядерный синтез, в результате которого меняется химический состав и масса — это явление называется [[Эволюция звёзд|эволюцией звёзд]], и в зависимости от начальной массы звезды она может проходить совершенно по-разному{{переход|Эволюция звёзд}}.
-[[Файл:Pleiades large.jpg|thumb|right|300px|[[Плеяды (звёздное скопление)|Плеяды]], [[звёздное скопление]]]]
-'''Звезда́''' — [[небесное тело]], в котором происходят, происходили или будут происходить [[ядерные реакции]]. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в которой идут в данный момент ядерные реакции. Солнце — типичная звезда [[Спектральный класс|спектрального класса]] G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся [[газ]]овые ([[Плазма (агрегатное состояние)|плазменные]]) [[шар]]ы. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из [[водород]]а и [[Гелий|гелия]]) в результате [[гравитация|гравитационного]] сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами [[Кельвин]]ов, а на их поверхности — тысячами Кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате [[термоядерная реакция|термоядерных реакций]] превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами [[Вселенная|Вселенной]], поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звезды имеют отрицательную теплоемкость<ref>[http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/5lec/node5.html#SECTION00543000000000000000 К.А.Постнов, «Лекции по Общей Астрофизике для Физиков»]</ref>.
+Вид звёздного неба привлекал людей с древности, с видом [[Созвездие|созвездий]] или отдельных светил на нём были связаны [[миф]]ы и [[Легенда|легенды]] разных народов{{переход|Представление о звёздах в древности}}, до сих пор он находит отражение в культуре{{Переход|В культуре}}. Ещё со времён первых цивилизаций [[астроном]]ы составляли [[Каталог звёздного неба|каталоги звёздного неба]], а в XXI веке существует множество современных каталогов, содержащих различную информацию для сотен миллионов звёзд{{переход|Звёздные каталоги и номенклатура}}.
-Ближайшей к Земле звездой (не считая Солнца) является [[Проксима Центавра]]. Она расположена {{nobr|в 4,2 св. лет}} от нашей Солнечной системы ({{nobr|4,2 св. лет}}&nbsp;= {{nobr|39 Пм}}&nbsp;= {{nobr|39 триллионов км}}&nbsp;= {{nobr|3,9 × 10<sup>13</sup> км}}). ''См. также'' [[список ближайших звёзд]].
+== Определение и характеристики ==
-Невооружённым взглядом на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в [[местная группа|местной группе]] галактик.
+Общепринятого определения звезды не существует. В большинстве определений звёздами считаются массивные самосветящиеся объекты, состоящие из газа или [[Плазма|плазмы]]<ref name=":1">{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/star-astronomy|title=Star|author=|website=[[Encyclopedia Britannica]]|date=|publisher=|access-date=2020-10-18|archive-date=2018-01-01|archive-url=https://web.archive.org/web/20180101082843/https://www.britannica.com/topic/star-astronomy|deadlink=no}}</ref>, в которых хотя бы на какой-то стадии [[Эволюция звёзд|эволюции]] (см. ниже{{Переход|Эволюция звёзд}}) в их [[Звёздное ядро|ядрах]] идёт [[термоядерный синтез]], мощность которого сопоставима с их собственной [[Светимость#Светимость небесного тела|светимостью]]<ref>{{cite web|lang=en|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/star.htm|title=Star|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-18|archive-date=2020-10-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20201021113533/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/star.htm|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=138—139|loc=}}.
+=== Наблюдательные характеристики ===
-== Единицы измерения ==
+[[Файл:A0V-blackbody_SPD_comparison.png|мини|Спектр звезды [[Спектральные классы звёзд|спектрального класса]] A0V. Пунктирными линиями обозначены спектры абсолютно чёрных тел с температурами 9500 и 15000 [[Кельвин|K]]]]
-Большинство звёздных характеристик как правило выражается в [[СИ]], но также используется и [[СГС]] (например, [[светимость]] выражается в [[эрг]]ах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:
+Практически все звёзды наблюдаются с [[Земля|Земли]] как точечные объекты даже при использовании [[телескоп]]ов с большим увеличением — исключение составляет лишь малая часть звёзд, угловые размеры которых превышают разрешающую способность самых крупных инструментов, а также [[Солнце]]<ref name=":14">{{cite web|lang=ru|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188626|title=Размеры звезд (методы определения)|author=[[Засов, Анатолий Владимирович|Засов А. В.]]|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-10-29|archive-date=2020-07-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20200723010851/http://www.astronet.ru/db/msg/1188626|deadlink=no}}</ref>. Всего на небе около 6000 звёзд, которые можно видеть [[Невооружённый глаз|невооружённым глазом]] в хороших условиях, а одновременно наблюдать можно до 3000 звёзд, расположенных над горизонтом. Взаимное положение звёзд (кроме Солнца), в отличие от [[Луна|Луны]] и других объектов [[Солнечная система|Солнечной системы]], меняется очень медленно: самое большое [[Собственное движение|собственное движение звезды]], которое зафиксировано у [[Звезда Барнарда|звезды Барнарда]], составляет около 10[[Угловая секунда|′′]] в год, а для большинства звёзд не превышает 0,05′′ в год<ref>{{cite web|lang=ru|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1171226|title=Собственные движения «неподвижных» звезд и их значение в астрономии|author=[[Киселёв, Алексей Алексеевич (астроном)|Киселёв А. А.]]|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-10-26|archive-date=2003-07-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20030725083644/http://astro.pu.ru/astro/win/popular/kiselev.html|deadlink=no}}</ref>. Чтобы перемещение звёзд можно было заметить без точных измерений, нужно сравнивать вид звёздного неба с интервалом в тысячи лет. В связи с этим звёзды с древности объединяли в [[Созвездие|созвездия]], а в начале XX века [[Международный астрономический союз]] утвердил деление неба на 88 созвездий и границы каждого из них<ref name=":0" />{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=14|loc=}}<ref>{{cite web|lang=|url=https://www.iau.org/public/themes/constellations/|title=The Constellations|author=|website=International Astronomical Union|date=|publisher=|access-date=2020-10-26|archive-date=2021-10-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20211014071207/https://www.iau.org/public/themes/constellations/|deadlink=no}}</ref>.
+[[Видимая звёздная величина]] — мера [[Освещённость|освещённости]], создаваемой звёздами. Эта величина линейно связана с [[логарифм]]ом освещённости, причём чем больше освещённость, тем меньше звёздная величина. Так, например, видимая звёздная величина Солнца составляет −26,72<sup>[[Звёздная величина|m]]</sup>, а ярчайшей звездой ночного неба является [[Сириус]] с видимой звёздной величиной −1,46<sup>m</sup>. Тем не менее существует множество звёзд с гораздо большей светимостью, чем у Сириуса, но земным наблюдателям они кажутся более тусклыми из-за большой удалённости<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/starsbrightest.html|title=Brightest stars|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-18|archive-date=2020-10-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20201023033936/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/starsbrightest.html|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=171|loc=}}.
-:{|
-|[[солнечная масса]]:
+Расстояния до звёзд измеряются различными методами. Расстояния до самых близких звёзд измеряют методом [[Годичный звёздный параллакс|годичных параллаксов]]. Например, ближайшая к Земле звезда после Солнца — [[Проксима Центавра]], её параллакс составляет примерно 0,76′′, следовательно она удалена на расстояние 4,2 [[Световой год|светового года]]. Однако её звёздная величина составляет +11,09<sup>m</sup>, и она не видна невооружённым глазом<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/starsnearest.html|title=Nearest stars|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-18|archive-date=2020-10-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20201021195506/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/starsnearest.html|deadlink=no}}</ref>. Для измерения расстояния до более далёких звёзд используются другие методы, например, [[Фотометрия (астрономия)|фотометрический]] метод: если известно, какая у звезды абсолютная светимость, то, сравнивая её с освещённостью, можно определить расстояние до звезды. Совокупность методов определения расстояний, в том числе до звёзд, образует [[Шкала расстояний в астрономии|шкалу расстояний в астрономии]]<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188617|title=Расстояния до космических объектов (методы определения)|author=Псковский Ю. П.|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-10-30|archive-date=2008-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20080604005943/http://www.astronet.ru/db/msg/1188617|deadlink=no}}</ref>.
-|<math>M_\bigodot = 1.9891 \times 10^{30}</math>&nbsp;[[килограмм|кг]]
+[[Спектр]]ы излучения звёзд различаются, но чаще всего они представляют собой непрерывные спектры с [[Фраунгоферовы линии|линиями поглощения]]. В некоторых случаях на фоне непрерывного спектра наблюдаются [[Эмиссионный спектр|эмиссионные линии]]<ref>{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/1928159|автор=А. М. Черепащук|статья=ВО́ЛЬФА-РАЙЕ́ ЗВЁЗДЫ|том=5|страницы=692|архив=https://web.archive.org/web/20210225194536/https://bigenc.ru/physics/text/1928159|архив дата=2021-02-25}}</ref>. Для описания звёздных спектров часто используется понятие [[Абсолютно чёрное тело|абсолютно чёрного тела]], излучающего [[электромагнитные волны]] по [[Формула Планка|закону Планка]], хотя далеко не у всех звёзд спектры похожи на планковский. Температура абсолютно чёрного тела того же радиуса и светимости, что и звезда, называется эффективной температурой звезды, и, как правило, под температурой поверхности звезды подразумевается именно она. Обычно эффективные температуры звёзд лежат в диапазоне от 2—3 до 50 тысяч [[кельвин]]ов<ref name=":0" />{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=148—149|loc=}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=371|loc=}}.
+=== Физические характеристики ===
+Параметры звёзд варьируются в очень широком диапазоне. Часто их характеристики выражаются в солнечных величинах: например, масса Солнца ({{Mo}}) — 1,99{{E|30}} кг, радиус Солнца ({{Ro}}) — 6,96{{E|8}} м, а солнечная светимость ({{Lo}}) — 3,85{{E|26}} [[Вт]]<ref name=":0">{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/1990429|автор=А. В. Тутуков|статья=ЗВЁЗДЫ|том=10|страницы=331—334|архив=https://web.archive.org/web/20201022043359/https://bigenc.ru/physics/text/1990429|архив дата=2020-10-22}}</ref>. Иногда в качестве меры светимости используют [[Абсолютная звёздная величина|абсолютную звёздную величину]]: она равна [[Видимая звёздная величина|видимой звёздной величине]] звезды, которую бы та имела, находясь на расстоянии 10 [[парсек]] от наблюдателя{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=373|loc=}}.
+Обычно массы звёзд варьируются от 0,075 до 120 {{Mo}}, хотя иногда встречаются светила и большей массы — звезда с максимальной известной массой, [[R136a1]], в 265 раз массивнее [[Солнце|Солнца]], а при формировании её масса составляла 320 {{Mo}}<ref name=":1" />. С высокой точностью измерить массу звезды можно только в том случае, если она принадлежит [[Визуально-двойная звезда|визуально-двойной системе]] (см. ниже{{Переход|Двойные и кратные звёзды}}), расстояние до которой известно, — тогда масса определяется на основании [[Закон всемирного тяготения|закона всемирного тяготения]]<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188435|title=Массы небесных тел (методы определения)|author=[[Куликовский, Пётр Григорьевич|Куликовский П. Г.]]|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-10-30|archive-date=2020-11-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20201107010654/http://www.astronet.ru/db/msg/1188435|deadlink=no}}</ref>. Радиусы звёзд обычно располагаются в диапазоне от {{E|−2|0}} до {{E|3|0}} {{Ro}}, но из-за того, что они находятся слишком далеко от Земли, их угловые размеры определить непросто: для этого может использоваться, например, [[интерферометрия]]<ref name=":14" />. Наконец, абсолютные светимости звёзд могут составлять от {{E|−4|0}} до {{E|6|0}} {{Lo}}<ref name=":1" /><ref name=":0" />{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|p=247|loc=}}. Наибольшие светимости и радиусы имеют [[сверхгигант]]ы<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/supergiant-star|title=Supergiant star|author=|website=[[Encyclopedia Britannica]]|date=|publisher=|access-date=2020-11-04|archive-date=2020-11-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20201126133802/https://www.britannica.com/science/supergiant-star|deadlink=no}}</ref>: например, звёзды [[UY Щита]] и [[Stephenson 2-18]] имеют одни из самых больших известных радиусов, которые составляют около 2{{E|3}} {{Ro}}<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.space.com/41290-biggest-star.html|title=What Is the Biggest Star?|author=Nola Taylor|website=Space.com|date=2018-07-26|publisher=|access-date=2021-01-03|archive-date=2021-01-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20210121015004/https://www.space.com/41290-biggest-star.html|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=en|url=https://astronomy.com/magazine/news/2020/09/the-most-extreme-stars-in-the-universe|title=Meet the most extreme stars|author=Jake Parks|website=Astronomy.com|date=2020-09-23|publisher=|access-date=2021-01-03|archive-date=2021-01-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20210124004338/https://astronomy.com/magazine/news/2020/09/the-most-extreme-stars-in-the-universe|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.star-facts.com/stephenson-2-18/|title=Stephenson 2-18 (St2-18)|author=|website=Star Facts|date=2020-09-13|publisher=|access-date=2021-01-03|archive-date=2021-02-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20210207175805/https://www.star-facts.com/stephenson-2-18/|deadlink=no}}</ref>, а наибольшую светимость имеет R136a1, также самая массивная из известных звёзд<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.eso.org/public/news/eso1030/|title=Stars Just Got Bigger — A 300 Solar Mass Star Uncovered|author=|website=[[Европейская южная обсерватория|ESO]]|date=2010-07-21|access-date=2021-04-24|archive-date=2019-05-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20190504013338/https://www.eso.org/public/news/eso1030/|deadlink=no}}</ref>.
+Химический состав звёзд также различается. В основном они состоят из [[водород]]а и [[Гелий|гелия]], причём в молодых звёздах водород составляет 72—75 % массы, а гелий — 24—25 %, и с возрастом доля гелия возрастает<ref name=":0" />.
+У всех звёзд имеется [[Магнитное поле звёзд|магнитное поле]]. Например, у Солнца оно непостоянно, имеет сложную структуру, и его напряжённость в пятнах может достигать 4000 [[Эрстед (единица измерения)|эрстед]]. У [[Магнитные звёзды|магнитных звёзд]] наблюдаются поля напряжённостью до 3,4{{E|4}} эрстед и вызванный ими [[эффект Зеемана]]<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188422|title=Магнитные поля Солнца и звёзд|author=Рузмайкин А. А.|website=|date=|publisher=Астронет|access-date=2020-10-24|archive-date=2020-10-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20201027143145/http://www.astronet.ru/db/msg/1188422|deadlink=no}}</ref>.
+=== Строение звёзд ===
+{{Основная статья|Строение звёзд}}
+Из наблюдений известно, что звёзды, как правило, стационарны, то есть они находятся в [[Гидростатическое равновесие|гидростатическом]] и в [[Термодинамическое равновесие|термодинамическом равновесии]]. Это верно и для [[Переменная звезда|переменных звёзд]] (см. ниже{{Переход|Переменные звёзды}}), так как чаще всего их переменность представляет собой колебания параметров относительно точки равновесия. Кроме того, для [[Перенос излучения|переноса излучения]] должен выполняться [[закон сохранения энергии]], так как энергия вырабатывается в центральной части звезды и переносится на её поверхность<ref name=":1" />{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|p=230|loc=}}{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=120—123|loc=}}.
+В большинстве звёзд вещество подчиняется [[Уравнение состояния идеального газа|уравнению состояния идеального газа]], а значения таких параметров, как температура, плотность и давление вещества, увеличиваются при приближении к центру звезды: например, в центре Солнца температура достигает 15,5 млн кельвинов, плотность — 156 г/см<sup>3</sup>, а давление — 2{{E|16}} [[Паскаль (единица измерения)|Па]]<ref name=":1" />{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=137|loc=}}.
+==== Внутренняя структура ====
+[[Файл:Heat Transfer in Stars-ru.svg|мини|Внутреннее строение звёзд [[Главная последовательность|главной последовательности]] различных масс]]
+Во внутренних областях звезды происходят выделение энергии и перенос её к поверхности. Энергия в звёздах, за исключением [[Протозвезда|протозвёзд]] и [[Коричневый карлик|коричневых карликов]], вырабатывается при термоядерном синтезе (см. ниже{{Переход|Звёздный нуклеосинтез}}), который происходит либо в [[Звёздное ядро|ядре звезды]], где температура и давление максимальны, либо в слоевом источнике вокруг инертного ядра. Такая ситуация встречается, например, в [[субгигант]]ах, ядра которых состоят из гелия, а условия для его горения пока что не достигнуты. У Солнца граница ядра располагается на расстоянии 0,3 {{Ro}} от его центра{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=249, 392—399|loc=}}.
+В звёздах имеются два основных механизма переноса энергии: лучистый перенос, который происходит, когда вещество достаточно прозрачно для быстрого переноса энергии [[фотон]]ами, и [[конвекция]], происходящая тогда, когда вещество оказывается слишком непрозрачным для лучистого переноса, из-за чего возникает достаточно большой температурный градиент, и вещество начинает перемешиваться. Области звезды, в которых энергия переносится тем или иным образом, называются, соответственно, [[Зона лучистого переноса|зоной лучистого переноса]] и [[Конвективная зона|конвективной зоной]]{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=135—136|loc=}}.
+В различных звёздах зона лучистого переноса и конвективная зона располагаются по-разному. Например, в звёздах [[Главная последовательность|главной последовательности]] массой более 1,5 {{Mo}} ядро окружено конвективной зоной, а зона лучистого переноса располагается снаружи. В диапазоне масс от 1,15 до 1,5 {{Mo}} у звёзд имеются две конвективные зоны в центре и на границе, которые разделены зоной лучистого переноса. В звёздах с меньшей массой снаружи находится конвективная зона, а внутри — зона лучистого переноса, — к таким звёздам относится и Солнце, граница этих областей располагается на расстоянии 0,7 {{Ro}} от его центра{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=249|loc=}}. Самые маломассивные звёзды полностью конвективны<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/structure/star_models/ms_stars/main_seq.htm|title=Строение звезд главной последовательности|author=|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-10-24|archive-date=2020-07-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20200705045858/http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/structure/star_models/ms_stars/main_seq.htm|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=|url=https://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html|title=Main Sequence Star|author=|website=The Astrophysics Spectator|date=|publisher=|access-date=2020-10-24|archive-date=2018-07-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20180721155428/http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html|deadlink=no}}</ref>.
+==== Атмосферы звёзд ====
+[[Файл:Solar_eclipse_1999_4.jpg|мини|[[Солнечная корона]] во время [[Солнечное затмение 11 августа 1999 года|затмения 1999 года]]]]
+[[Звёздная атмосфера]] — область, в которой формируется непосредственно наблюдаемое излучение<ref name=":7">{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/1990199|автор=Н. А. Сахибуллин|статья=ЗВЁЗДНЫЕ АТМОСФЕ́РЫ|том=10|страницы=324—325|архив=https://web.archive.org/web/20201026031701/https://bigenc.ru/physics/text/1990199|архив дата=2020-10-26}}</ref>.
+* [[Фотосфера]] — самая нижняя, непрозрачная часть атмосферы. В ней формируется непрерывный спектр излучения, а сама она при наблюдениях в оптическом диапазоне выглядит как поверхность звезды. С ней же связано явление [[Потемнение к краю|потемнения к краю]], из-за которого края звезды оказываются тусклее центральных областей: например, у Солнца в видимом диапазоне края тусклее центра на 40 %<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188551|title=Потемнение к краю|author=[[Черепащук, Анатолий Михайлович|Черепащук А. М.]]|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-10-27|archive-date=2020-10-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20201030154957/http://www.astronet.ru/db/msg/1188551|deadlink=no}}</ref>. Температура фотосферы Солнца составляет 6500 [[Кельвин|K]], а плотность — 5{{E|−4}} кг/м<sup>3</sup><ref name=":7" /><ref>{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/4734908|статья=ФОТОСФЕ́РА ЗВЁЗД|том=33|страницы=519|архив=https://web.archive.org/web/20191211012649/https://bigenc.ru/text/4734908|архив дата=2019-12-11}}</ref>.
+* Обращающий слой находится над фотосферой и по сравнению с ней имеет более низкую температуру и плотность. В нём образуются линии поглощения в спектре. У Солнца температура этого слоя составляет около 4500 K, а плотность — {{E|−7|0}} кг/м<sup>3</sup><ref name=":7" />.
+* [[Хромосфера]] — слой звёздной атмосферы с более высокой температурой, чем у фотосферы, который создаёт [[Эмиссионный спектр|эмиссионные линии]] в спектре. Температура хромосферы Солнца составляет 10 000 K, но её яркость в 100 раз меньше, чем у фотосферы. Этот слой отсутствует у горячих звёзд<ref name=":7" /><ref>{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/4671468|статья=ХРОМОСФЕ́РЫ ЗВЁЗД|том=34|страницы=206|архив=https://web.archive.org/web/20201027154141/https://bigenc.ru/physics/text/4671468|архив дата=2020-10-27}}</ref>.
+* [[Звёздная корона|Корона]] — внешний слой звёздной атмосферы с очень высокой температурой, но очень низкой плотностью и яркостью. В этой области происходит излучение преимущественно в [[Рентгеновское излучение|рентгеновском диапазоне]], и мощность в этом слое не превышает {{E|−3|0}} общей светимости звезды; для Солнца она составляет {{E|−6|0}} {{Lo}}. Из-за низкой светимости в оптическом диапазоне корона наблюдалась только у Солнца и только во время полных [[Солнечное затмение|солнечных затмений]]. Температура солнечной короны составляет 1,5 млн кельвинов, но у некоторых звёзд может достигать 10 млн K<ref name=":7" /><ref>{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/2099247|автор=М. М. Кацова|статья=КОРО́НЫ ЗВЁЗД|том=15|страницы=358|архив=https://web.archive.org/web/20200719125741/https://bigenc.ru/physics/text/2099247|архив дата=2020-07-19}}</ref>.
+У многих звёзд наблюдается [[звёздный ветер]] — стационарное истечение вещества из атмосферы в космос. Наиболее мощный звёздный ветер наблюдается у массивных звёзд; у маломассивных звёзд он уносит небольшую часть массы, но со временем значительно замедляет их вращение вокруг оси. Наличие звёздного ветра означает, что атмосфера звезды неустойчива<ref>{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/1990333|автор=С. А. Ламзин|статья=ЗВЁЗДНЫЙ ВЕ́ТЕР|том=10|страницы=328—329|архив=https://web.archive.org/web/20201026072550/https://bigenc.ru/physics/text/1990333|архив дата=2020-10-26}}</ref>.
+== Классификация ==
+Первую успешную попытку классифицировать звёзды предпринял в 1863 году итальянский астроном и священник [[Анджело Секки]]. Он заметил сильную [[Корреляция|корреляцию]] между видимыми цветами звёзд и линиями поглощения в их спектрах и на основании этого разделил звёзды на четыре [[Спектральные классы звёзд|спектральных класса]], к которым позже добавился пятый. В дальнейшем, при составлении каталога [[Дрейпер, Генри|Генри Дрейпера]], астрономы [[Гарвардская обсерватория|Гарвардской обсерватории]] выделили большое количество спектров, названных латинскими буквами в порядке ослабевания в них линий [[водород]]а. Эта система с изменениями легла в основу системы классификации звёзд, используемой и поныне<ref name=":17">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1958lcea.book.....M|автор=Paul W. Merrill|заглавие=Lines of the chemical elements in astronomical spectra|год=1958|издание=Papers of the Mount Wilson Observatory|место=Washington|издательство=Carnegie Institution}}</ref><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>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=369|loc=}}.
+Естественно было бы классифицировать звёзды по виду идущих в них [[Термоядерная реакция|термоядерных реакций]] и их положению, что, в свою очередь, зависит от их [[Эволюция звёзд|эволюционной стадии]] (см. ниже{{Переход|Эволюция звёзд}}). Однако без наличия соответствующей теории невозможно определить, какие реакции идут в звезде, если известны только её внешние характеристики, например, цвет и светимость, поэтому общепринятой стала именно спектральная классификация<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1222187/sect13.html|title=Классификации звёзд|author=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г.]]|website=[[Астронет]]|date=|publisher=|access-date=2020-10-29|archive-date=2020-08-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20200806194642/http://www.astronet.ru/db/msg/1222187/sect13.html|deadlink=no}}</ref>.
+=== Йеркская система классификации ===
+{{Основная статья|Спектральные классы звёзд}}
+[[Файл:HRDiagram_ru.png|мини|Диаграмма Герцшпрунга — Рассела]]
+Система классификации звёзд, используемая до сих пор, была разработана на рубеже XIX—XX веков в Гарвардской обсерватории и получила название гарвардской системы. Принадлежность звезды к тому или иному спектральному классу определяется видом её спектра: положением максимума излучения и интенсивностью тех или иных [[Фраунгоферовы линии|линий поглощения]]{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=369|loc=}}.
+Когда была построена диаграмма «спектральный класс — светимость», известная как [[диаграмма Герцшпрунга — Рассела]], выяснилось, что звёзды расположены на ней неоднородно и сгруппированы в нескольких областях, каждой из которых был поставлен в соответствие класс светимости. Система, использующая спектральный класс и класс светимости, стала называться [[Йеркская обсерватория|йеркской]] системой или системой [[Морган, Уильям Уилсон|Моргана]] — [[Кинан, Филипп Чайлдс|Кинана]] по фамилиям разработавших её астрономов{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=377|loc=}}.
+==== Спектральные классы ====
+Основные [[спектральные классы звёзд]] в порядке уменьшения температуры — O, B, A, F, G, K, M. Изначально классы назывались в алфавитном порядке по ослабеванию в них линий водорода, но затем некоторые классы были объединены, а также была обнаружена их связь с температурой, поэтому в порядке убывания температуры последовательность стала выглядеть именно так{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=369|loc=}}. Каждый из классов делится на 10 подклассов от 0 до 9 в порядке уменьшения температуры, кроме O: первоначально он делился на подклассы от O5 до O9, но затем были введены подклассы вплоть до O2<ref>{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/339831/meta|автор=Nolan R. Walborn, Ian D. Howarth, Daniel J. Lennon, Philip Massey, M. S. Oey|заглавие=A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2|год=2002|язык=en|издание=[[The Astronomical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=123|выпуск=5|страницы=2754|issn=1538-3881|doi=10.1086/339831|archivedate=2020-10-30|archiveurl=https://web.archive.org/web/20201030125124/https://iopscience.iop.org/article/10.1086/339831/meta}}</ref>. Иногда используются полуцелые подклассы, как, например, B0,5. Более высокотемпературные классы и подклассы называются ранними, низкотемпературные — поздними{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=370|loc=}}{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|pp=209—210|loc=}}. Звёзды распределены по классам крайне неравномерно: к классу M принадлежит примерно 73 % звёзд [[Млечный Путь|Млечного Пути]], к классу K ещё около 15 %, в то время как звёзд класса O — 0,00002 %<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/starsnumbers.html|title=Numbers of stars|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-22|archive-date=2021-06-09|archive-url=https://web.archive.org/web/20210609070743/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/starsnumbers.html|deadlink=no}}</ref>.
+Кроме основных спектральных классов, существуют и дополнительные. Классы C (иногда делится на R и N) и S — низкотемпературные [[Углеродная звезда|углеродные]] и [[циркониевые звёзды]] соответственно{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|pp=209—210|loc=}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=373|loc=}}. Классы L, T, Y — классы [[Коричневый карлик|коричневых карликов]] в порядке понижения температуры, идущие после класса M<ref name=":2" />.
+{| class="wikitable"
+|+Характеристики спектров звёзд каждого класса{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=373|loc=}}<ref name=":2" />{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|pp=209—210|loc=}}
+!Класс
+!Температура ([[Кельвин|K]])<ref name=":22">{{cite web|url=http://ads.harvard.edu/books/hsaa/toc.html|title=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics|author=Zombeck M. V.|pages=68—70|publisher=[[Cambridge University Press]]|access-date=2021-06-15|archive-date=2010-12-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20101229225253/http://ads.harvard.edu/books/hsaa/toc.html|deadlink=no}}</ref><ref>{{Книга|ссылка=https://books.google.ru/books?id=S_Sh1i226wwC&printsec=frontcover|автор=Gray R. O., Corbally C. J.|заглавие=Stellar spectral classification|год=2009|место=Princeton; Woodstock|издательство=[[Princeton University Press]]|страницы=568|allpages=592|isbn=978-0-691-12510-7|archivedate=2021-04-15|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210415123824/https://books.google.ru/books?id=S_Sh1i226wwC&printsec=frontcover#v=onepage&q&f=false}}</ref><ref name=":23">{{Статья|ссылка=http://www.scholarpedia.org/article/Brown_dwarfs|автор=Allard F., Homeier D.|заглавие=Brown dwarfs|год=2007-12-17|язык=en|издание=[[Scholarpedia]]|том=2|выпуск=12|страницы=4475|issn=1941-6016|doi=10.4249/scholarpedia.4475|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210515045228/http://www.scholarpedia.org/article/Brown_dwarfs|archivedate=2021-05-15}}</ref>
+!Цвет
+!Особенности спектра
+|-
+| style="background: #E7ECFE;" |O
+|> 30 000
+|Голубой
+|Присутствуют линии многократно ионизованных атомов, к примеру, [[Гелий|He II]]<ref>Римские цифры означают степень ионизации атома. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный, III — дважды ионизованный и так далее.</ref>, [[Углерод|C III]], [[Азот|N III]], [[Кислород|O III]], [[Кремний|Si V]]. Есть линии He I, линии [[Водород|H I]] слабы.
+|-
+| style="background: #F5F7FF;" |B
+|10 000—30 000
+|Бело-голубой
+|Интенсивность линий He I максимальна, появляются линии [[Кальций|Ca II]], видны линии O II, Si II, [[Магний|Mg II]]. Линии He II отсутствуют.
+|-
+| style="background: #FEFEFE;" |A
+|7400—10 000
+|Белый
+|Интенсивность линий H I максимальна, линии Ca II усиливаются, появляются линии нейтральных металлов. Линии He I пропадают.
+|-
+| style="background: #FFFBE5;" |F
+|6000—7400
+|Жёлто-белый
+|Линии Ca II и других металлов, к примеру, [[Железо|Fe I]], Fe II, [[Хром|Cr II]], [[Титан (элемент)|Ti II]], усиливаются, линии H I слабеют.
+|-
+| style="background: #FFF3BD;"|G
+|5000—6000
+|Жёлтый
+|Максимальная интенсивность линий Ca II, линии H I слабеют.
+|-
+| style="background: #FFD48A;"|K
+|3800—5000
+|Оранжевый
+|В основном наблюдаются линии металлов, в частности Ca I. Появляются полосы поглощения [[Оксид титана(II)|TiO]], линии H I незначительны.
+|-
+| style="color:white; background: #FFA38A;" |M
+|2500—3800
+|Красный
+|Присутствует множество линий металлов и молекулярных соединений, в особенности TiO.
+|-
+| style="color:white; background: #F7805F;" |C
+|2500—3800
+|Красный
+|Спектры похожи на таковые у звёзд классов K и M, однако вместо полос TiO наблюдаются сильные полосы поглощения соединениями [[углерод]]а.
+|-
+| style="color:white; background: #EE4F3A;" |S
+|2500—3800
+|Красный
+|Спектры похожи на спектры звёзд класса M, но вместо полос TiO присутствуют полосы ZrO и другие молекулярные полосы поглощения.
+|-
+| style="color:white; background: #DF3C26;" |L
+|1300—2500
+|Тёмно-красный
+|Выражены линии [[Щелочные металлы|щелочных металлов]], особенно [[Натрий|Na I]] и [[Калий|K I]], полосы TiO пропадают.
 |-
+| style="color:white; background: #C53320;" |T
-|[[солнечная светимость]]:
+|600—1300
-|<math>L_\bigodot = 3.827 \times 10^{26}</math>&nbsp;[[Ватт|Вт]]
+|Тёмно-красный
+|Присутствуют полосы [[Метан|CH<sub>4</sub>]] и [[Вода|H<sub>2</sub>O]].
 |-
+| style="color:white; background: #AF3627;" |Y
-|[[солнечный радиус]]:
+|< 600
-|<math>R_\bigodot = 6.960 \times 10^{8}</math> [[метр|м]]
+|Тёмно-красный
+|Появляются линии [[Аммиак|NH<sub>3</sub>]].
 |}
+Иногда также используются классы W для [[Звезда Вольфа — Райе|звёзд Вольфа — Райе]], P — для [[Планетарная туманность|планетарных туманностей]] и Q — для [[Новая звезда|новых звёзд]]{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|p=209|loc=}}.
-Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы как [[световой год]] и [[парсек]]
+==== Классы светимости ====
-Большие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или [[большая полуось]] двойных звёздных систем часто выражаются с использованием [[астрономическая единица|астрономической единицы]] ({{nobr|а. е.}})&nbsp;— среднее расстояние между Землёй и Солнцем ({{nobr|150 млн км}}).
+Звёзды одного и того же спектрального класса имеют похожие спектры и температуры, но могут иметь различные размеры и, как следствие, светимости. Поэтому для полноты классификации вводятся классы светимости, каждый из которых занимает свою область диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Классы светимости, от более ярких к более тусклым<ref name=":2" />{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=148|loc=}}:
+* I — [[сверхгигант]]ы;
-== Физические характеристики ==
+** Ia — яркие сверхгиганты;
-Массы подавляющего большинства современных звёзд лежат в пределах от 0,071 масс Солнца (75 масс [[Юпитер (планета)|Юпитера]]) до 100—150 масс [[Солнце|Солнца]], возможно, первые звёзды были ещё более массивными.
+** Iab — сверхгиганты;
-Температура в недрах звёзд достигает 10—12 млн [[Кельвин|К]].
+** Ib — сверхгиганты низкой светимости;
+* II — [[Яркий гигант|яркие гиганты]];
+* III — [[Звезда-гигант|гиганты]];
+* IV — [[субгигант]]ы;
+* V — звёзды [[Главная последовательность|главной последовательности]], иногда «карлики»;
+* VI — [[субкарлик]]и;
+* VII — [[Белый карлик|белые карлики]].
+Абсолютное большинство звёзд, 90 %, относятся к главной последовательности<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>. Солнце — жёлтая звезда главной последовательности (или просто [[жёлтый карлик]]), соответственно, его спектральный класс — G2V<ref name=":2" />.
+Спектры звёзд одного спектрального класса, но разных классов светимости, также различаются. Так, например, в более ярких звёздах спектральных классов B—F линии водорода более узкие и глубокие, чем в звёздах меньшей светимости. Кроме того, в звёздах-гигантах более сильны линии ионизованных элементов, а сами эти звёзды краснее, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|pp=212—213|loc=}}.
-=== Расстояние ===
-Существуют множество способов определить расстояние до звезды. Но наиболее точный и основой для всех остальных методов является метод измерения [[параллакс]]ов звёзд. Первым измерил расстояние до звезды [[Вега|Веги]] российский астроном [[Василий Яковлевич Струве]] в 1837 году. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 [[парсек]], а со специальных астрометрических спутников, таких как [[Hipparcos]], — до 1000 пк.
-Если звезда входит в состав звездного скопления, то мы не сильно ошибемся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления.
-Если звезда принадлежит к классу [[цефеида|цефеид]], то расстояние можно найти из зависимости период пульсации — абсолютная звездная величина.
-В основном, для определения расстояния до далеких звёзд используется [[фотометрия]] <ref>http://www.vokrugsveta.ru/vs/?article_id=6157</ref><ref>http://www.astronet.ru/db/msg/1188617</ref>.
+==== Дополнительные обозначения ====
-=== Масса ===
+Если спектр звезды обладает какими-то особенностями, выделяющими его среди других спектров, к спектральному классу добавляется дополнительная буква. Например, буква e означает, что в спектре есть [[Эмиссионный спектр|эмиссионные линии]]; m означает, что в спектре сильны линии металлов. Буквы n и s означают, что линии поглощения, соответственно, широкие или узкие. Обозначение neb используется, если вид спектра указывает на наличие [[Туманность|туманности]] вокруг звезды, p — для [[Пекулярная звезда|пекулярных]] спектров<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>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=370—371}}.
-Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом [[двойная звезда|двойной звезды]]. В этом случае массу можно вычислить, используя обобщенный [[законы Кеплера|третий закон Кеплера]]. Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20 % до 60 % и, в значительной степени, зависит от погрешности определения расстояния до звезды.
-Во всех прочих случаях приходится определять массу по косвенным признакам, например, зависимости светимости и массы
- звезды. <ref>http://www.astronet.ru/db/msg/1188435</ref>.
+== Переменные звёзды ==
-=== Химический состав ===
+{{Основная статья|Переменная звезда}}
-Крайне важной характеристикой является ее химический состав, как с точки зрения звезды, так и с точки зрения наблюдателя. И хотя доля элементов тяжелее гелия исчисляется не более чем несколько процентов, но они играют важную роль в жизни звезды. Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускорятся, а это отразиться как на яркости, звезды, так и на цвете, так и на продолжительности жизни. Так чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой.
+[[Файл:Delta_Cephei_lightcurve.jpg|мини|Кривая блеска [[Дельта Цефея|δ Цефея]]]]
-Наблюдатель, зная химический состав звезды, может довольно уверенно сказать время образования звезды. Так как все те трагические изменения, происходящие со звездой на протяжении ее жизни, не касаются поверхности звезды. Это всегда так мало массивных и средне массивных звезд, и почти всегда для массивных звезд.
+[[Файл:Artist’s impression of eclipsing binary.ogv|thumb|Анимация затменной двойной звезды и её кривой блеска|220x220пкс]]
+Переменными называются те звёзды, [[Звёздная величина|блеск]] которых изменяется достаточно для того, чтобы это было обнаружено с современным уровнем техники. Если переменность вызвана физическими изменениями в звезде, то она называется физической, а если освещённость, создаваемая звездой, меняется только из-за её вращения или покрытия другими объектами — геометрической. Физическая и геометрическая переменность могут сочетаться. Звёздная величина при этом может меняться как периодически, так и неправильным образом<ref name=":3">{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/2712725|автор=Н. Н. Самусь |статья=ПЕРЕМЕ́ННЫЕ ЗВЁЗДЫ|том=25|страницы=639—640|архив=https://web.archive.org/web/20210509085910/https://bigenc.ru/physics/text/2712725|архив дата=2021-05-09}}</ref><ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/variable-star|title=Variable star|author=|website=[[Encyclopedia Britannica]]|date=|publisher=|access-date=2020-10-20|archive-date=2020-10-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20201023015010/https://www.britannica.com/science/variable-star|deadlink=no}}</ref><ref name=":4">{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/variablestar.html|title=Variable star|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-20|archive-date=2020-10-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20201026135450/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/variablestar.html|deadlink=no}}</ref>. При этом переменность не является постоянной характеристикой звезды, а возникает и исчезает на различных этапах её [[Эволюция звёзд|эволюции]] (см. ниже{{Переход|Эволюция звёзд}}) и может принимать различный характер для одной и той же звезды<ref name=":11">{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188527|title=Переменные звёзды|author=[[Ефремов, Юрий Николаевич|Ефремов Ю. Н.]]|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-10-25|archive-date=2020-10-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20201028234807/http://www.astronet.ru/db/msg/1188527|deadlink=no}}</ref>.
+На данный момент известны сотни тысяч переменных звёзд, в том числе и в других галактиках. Некоторые типы переменных звёзд, к примеру, [[цефеиды]] или [[сверхновые]], в астрономии используются как [[Стандартная свеча|стандартные свечи]] и позволяют измерять расстояния в космосе<ref name=":3" />{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=163|loc=}}.
-== Строение звёзд ==
-== Возникновение и эволюция звёзд ==
-''Основная статья: [[Звёздная эволюция]]''
+Классификация переменных звёзд сложна и учитывает форму [[Кривая блеска|кривой блеска]] звезды, амплитуду и периодичность его изменений и физические процессы, которые вызывают переменность. В [[Общий каталог переменных звёзд|Общем каталоге переменных звёзд]], предназначенном для классификации и каталогизации переменных, выделяются сотни классов переменных звёзд, однако некоторые звёзды всё равно не относятся ни к одному из них<ref name=":3" /><ref>{{cite web|url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/intr.htm|title=GCVS Introduction|website=www.sai.msu.su|access-date=2020-10-20|archive-date=2020-10-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20201026044721/http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/intr.htm|deadlink=no}}</ref>. Существует специальная [[Обозначения переменных звёзд|система именования переменных звёзд]] (см. ниже{{Переход|Номенклатура}}), а сами классы переменных, как правило, называются по названию звезды, ставшей прототипом этого класса, — к примеру, прототипом [[Переменная типа RR Лиры|переменных типа RR Лиры]] является звезда [[RR Лиры]]<ref name=":4" /><ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/variable_star_naming.html|title=Variable star naming|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-20|archive-date=2020-09-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20200918071831/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/variable_star_naming.html|deadlink=no}}</ref>.
-Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия [[гравитация|гравитации]] переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов [[Кельвин]]ов, начинаются [[Нуклеосинтез|термоядерные реакции]] и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на [[главная последовательность|главной последовательности]] [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграммы Герцшпрунга — Рассела]], пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.
+Можно выделить следующие основные типы переменных звёзд<ref name=":4" />:
-В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а внутрениие наоборот, сжимаются. И до поры до времени яркость звезды тоже понижается. Температура поверхности снижается — звезда становится [[красный гигант|красным гигантом]]. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.
+* пульсирующие переменные — звёзды, переменность которых периодична и вызвана изменениями радиуса и температуры. Примером звёзд такого типа могут служить [[цефеиды]]<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/pulsating_variable.html|title=Pulsating variable|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-20|archive-date=2017-12-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20171205093112/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/pulsating_variable.html|deadlink=no}}</ref>;
-=== [[Белый карлик|Белые карлики]] и [[Нейтронная звезда|нейтронные звёзды]] ===
+* эруптивные переменные — звёзды, переменность которых вызвана активностью в [[Хромосфера|хромосфере]] или [[Звёздная корона|короне]], а также [[Звёздный ветер|звёздным ветром]] или выбросами вещества. Пример звёзд этого типа — [[звёзды типа T Тельца]]<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/eruptive_variable.html|title=Eruptive variable|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-20|archive-date=2020-10-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20201026031202/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/eruptive_variable.html|deadlink=no}}</ref>;
-Вскоре после [[Гелиевая вспышка|гелиевой вспышки]] «загораются» [[углерод]] и [[кислород]]; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]]. Размер [[Звёздная атмосфера|атмосферы]] звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков [[Солнечный ветер|звёздного ветра]]. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как [[белый карлик]] (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает [[предел Чандрасекара]] — как [[нейтронная звезда]] ([[пульсар]]), если же масса превышает [[предел Оппенгеймера — Волкова]] — как [[чёрная дыра]]. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками [[Сверхновая|сверхновых]].
+* [[Катаклизмическая переменная|катаклизмические переменные]] — звёзды, изменения блеска которых резки, внезапны и сопровождаются взрывными процессами. К этому типу принадлежат новые и сверхновые звёзды<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/cataclysmic_variable.html|title=Cataclysmic variable|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-20|archive-date=2020-10-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20201030170405/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/cataclysmic_variable.html|deadlink=no}}</ref>;
+* [[Затменные звёзды|затменные переменные]] — [[двойные звёзды]] (см. ниже{{Переход|Двойные и кратные звёзды}}), в которых происходят периодические [[Покрытие (астрономия)|покрытия]] звёздами друг друга, в результате чего видимый блеск системы периодически понижается. Примером могут быть [[затменные переменные типа Алголя]]<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/binarystar.html|title=Eclipsing binary|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-20|archive-date=2020-10-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20201027105932/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/binarystar.html|deadlink=no}}</ref>;
+* вращающиеся переменные — звёзды, переменность которых проявляется при их вращении вокруг своей оси, на что могут влиять эллипсоидальная форма, сильное [[Магнитное поле звёзд|магнитное поле]] или [[звёздные пятна]]. Пример — [[переменные типа BY Дракона]]<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/rotating_variable.html|title=Rotating variable|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-20|archive-date=2020-10-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20201026094020/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/rotating_variable.html|deadlink=no}}</ref>.
+== Звёздные системы ==
-Подавляющее большинство звёзд, и [[Солнце]] в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление [[Вырожденный газ|вырожденных]] [[электрон]]ов не уравновесит [[Гравитация|гравитацию]]. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности [[вода|воды]], звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.
+=== Двойные и кратные звёзды ===
-У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в [[нейтрон]]ы, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 280 трлн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.
+{{Основная статья|Двойная звезда}}[[Файл:Sirius_movement.svg|мини|Траектория [[Сириус|Сириуса A]] — видимого компонента астрометрической двойной звезды на небесной сфере]]
+[[Двойная звезда]] — система из двух звёзд, которые вращаются вокруг общего центра масс. Если в гравитационно-связанную систему входит несколько звёзд, то такая система называется [[Кратная звезда|кратной звездой]], причём кратные звёзды, как правило, имеют иерархическую структуру: к примеру, тройные системы могут состоять из двойной звезды и достаточно удалённой от неё одиночной. К двойным и кратным системам принадлежит более половины всех звёзд, а периоды обращения в них могут составлять от нескольких минут до нескольких миллионов лет. Двойные звёзды служат наиболее надёжным источником информации о массах и некоторых других параметрах звёзд<ref name=":5">{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/1942658|автор=А. В. Тутуков|статья=ДВОЙНЫ́Е ЗВЁЗДЫ|том=8|страницы=376|архив=https://web.archive.org/web/20201024222342/https://bigenc.ru/physics/text/1942658|архив дата=2020-10-24}}</ref>{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|pp=221—226|loc=}}.
+Обычно двойные звёзды классифицируют на основании того, каким методом была обнаружена их двойственность<ref name=":5" />{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|pp=221—226|loc=}}<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>:
-=== [[Чёрная дыра|Чёрные дыры]] ===
-У звёзд более массивных, чем предшественники нейтронных звёзд, ядра испытывают полный гравитационный коллапс. По мере сжатия такого объекта сила тяжести на его поверхности возрастает настолько, что никакие частицы и даже свет не могут её покинуть, — объект становится невидимым. В его окрестности существенно изменяются свойства пространства-времени; их может описать только общая теория относительности. Такие объекты называют [[Чёрная дыра|чёрными дырами]].
+* [[визуально-двойные звёзды]] — пары звёзд, компоненты которых можно различить непосредственно при наблюдениях;
-=== Схема эволюции одиночных звёзд ===
+* [[спектрально-двойные звёзды]] — пары звёзд, двойственность которых обнаруживается при исследованиях спектра: их движение по орбите вызывает [[эффект Доплера]], который меняет положение спектральных линий одного или обоих компонентов;
-<center>
+* [[Затменные звёзды|затменно-двойные звёзды]] — пары звёзд, компоненты которых периодически затмевают друг друга частично или полностью, из-за чего меняется видимая звёздная величина и наблюдается [[Переменная звезда|переменность]]. Иногда используется более широкое понятие «фотометрические двойные», которое также включает в себя случаи, когда [[Покрытие (астрономия)|покрытий]] не происходит, но одна или обе звезды под действием [[Приливные силы|приливных сил]] друг друга вытягиваются и при вращении поворачиваются разными сторонами, в результате чего также наблюдается переменность;
-<table>
+* астрометрические двойные звёзды — пары звёзд, в которых наблюдается только один, более яркий объект, при этом его траектория движения не прямолинейна, что указывает на наличие тусклого массивного спутника, к примеру, [[Белый карлик|белого карлика]].
-  <tr>
+Также выделяют [[тесные двойные системы]] — пары звёзд, расстояние между которыми сопоставимо с их размерами. В таких системах могут наблюдаться различные явления, вызванные взаимодействием звёзд, например, перетекание вещества с одной звезды на другую, если одна или обе звезды заполняют свою [[полость Роша]]<ref name=":5" /><ref name=":6" /><ref>{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/4190215|автор=Н. И. Шакура|статья=ТЕ́СНЫЕ ДВОЙНЫ́Е ЗВЁЗДЫ|том=32|страницы=98|архив=https://web.archive.org/web/20201024091020/https://bigenc.ru/physics/text/4190215|архив дата=2020-10-24}}</ref>.
-    <td width="25%" bgColor="#ffffcc"><p align="center">малые массы 0.08M<sub>sun</sub><M<sub>*</sub><0.5M<sub>sun</sub>  </td>
-    <td bgColor="#ffffcc" colSpan="2"><p align="center">умеренные массы
-    <br />0.5M<sub>sun</sub><M<sub>*</sub><8M<sub>sun</sub></td>
-    <td bgColor="#ffffcc" colSpan="2"><p align="center">массивные звёзды <br />
-M<sub>sun</sub><M<sub>*</sub><60-100M<sub>sun</sub> </td>
-  </tr>
-  <tr>
-    <td width="25%"></td>
-    <td width="22%" bgColor="#ffffcc">0.5M<sub>sun</sub><M<sub>*</sub><3M<sub>sun</sub> </td>
-    <td width="20%" bgColor="#ffffcc">3M<sub>sun</sub><M<sub>*</sub><8M<sub>sun</sub> </td>
-    <td width="21%" bgColor="#ffffcc">8M<sub>sun</sub><M<sub>*</sub><10M<sub>sun</sub> </td>
-    <td width="12%" bgColor="#ffffcc">M<sub>*</sub>>10M<sub>sun</sub> </td>
-  </tr>
-  <tr>
-    <td bgColor="#ccffff" colSpan="5"><p align="center">горение водорода в ядре </td>
-  </tr>
-  <tr>
-    <td width="25%" bgColor="#333399"><font color="#ccffff">'''гелиевые бел.
-    карлики '''</font></td>
-    <td width="22%" bgColor="#9999ff"><p align="center">вырожд. He ядро </td>
-    <td bgColor="#99ccff" colSpan="3"><p align="center">невырожд. He ядро </td>
-  </tr>
-  <tr>
-    <td width="25%" bgColor="#ffffff" rowSpan="6">&nbsp; </td>
-    <td width="22%" bgColor="#3399ff"><font color="#000000">гелиевая вспышка</font><font
-    color="#ccffff"> </font></td>
-    <td bgColor="#ccffff" colSpan="3">&nbsp;</td>
-  </tr>
-  <tr>
-    <td bgColor="#ccffff" colSpan="4"><p align="center">спокойное горение
-    гелия в ядре </td>
-  </tr>
-  <tr>
-    <td bgColor="#330099" colSpan="2"><font color="#ccffff">'''<p align="center">CO белый
-    карлик'''</font></td>
-    <td width="21%" bgColor="#9999ff">вырожд. CO ядро </td>
-    <td width="12%" bgColor="#99ccff">невырожд. CO ядро </td>
-  </tr>
-  <tr>
-    <td bgColor="#ffffff" colSpan="2" rowSpan="3">&nbsp; </td>
-    <td width="21%" bgColor="#3399ff"><font color="#000000"><p align="center">углеродная
-    дет. </font></td>
-    <td width="12%" bgColor="#ccffff" rowSpan="2">горение углерода в ядре.
-    CO в Fe </td>
-  </tr>
-  <tr>
-    <td width="21%" bgColor="#ccffff"><p align="center">горение углерода в
-    ядре. C в O, Ne, Si, Fe, Ni.. </td>
-  </tr>
-  <tr>
-    <td width="21%" bgColor="#330099"><font color="#ccffff">'''<p align="center">O,Ne,Mg… белый
-    карлик или нейтронная звезда '''</font></td>
-    <td width="12%" bgColor="#333399"><font color="#ccffff">'''<p align="center">чёрная
-    дыра '''</font></td>
-  </tr>
-</table>
-<small>Схема эволюции одиночных звёзд. По [http://www.astronet.ru/db/msg/1196386 В. А. Батурину и И. В. Мироновой]</small>
-</center>
+Иногда встречаются пары звёзд, близко расположенные в проекции на [[Небесная сфера|небесную сферу]], но находящиеся друг от друга на большом расстоянии и не связанные гравитацией. Такие пары называются [[Оптически-двойная звезда|оптически-двойными звёздами]]<ref name=":6" />.
-=== Продолжительность эволюции звёзд ===
+=== Звёздные скопления ===
-== Классификация звёзд ==
+[[Файл:VST_image_of_the_giant_globular_star_cluster_Omega_Centauri.jpg|мини|Шаровое звёздное скопление [[Омега Центавра]]]]
-Звёзды классифицируют по светимости, массе, [[Температура|температуре]] поверхности, химическому составу, особенностям спектра ([[Спектральный класс|спектральному классу]]) и кратности.
+[[Файл:NGC265.jpg|мини|Рассеянное звёздное скопление [[NGC 265]]]]
+[[Звёздное скопление]] — группа звёзд, близко расположенных в пространстве и связанных происхождением из одного [[Молекулярное облако|молекулярного облака]]. Общепринято деление звёздных скоплений на два типа — [[Шаровое звёздное скопление|шаровые]] и [[Рассеянное звёздное скопление|рассеянные]]<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/star_cluster.html|title=Star cluster|author=David Darling|website=Encyclopedia of science|date=|publisher=|access-date=2020-10-23|archive-date=2020-10-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20201030010642/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/star_cluster.html|deadlink=no}}</ref>, однако иногда к звёздным скоплениям причисляют и [[звёздные ассоциации]]. Звёздные скопления ценны для астрономии тем, что звёзды в них находятся на одном расстоянии от Земли и образовались практически одновременно с почти одинаковым химическим составом. Таким образом, они различаются только начальной массой, что облегчает составление теории [[Звёздная эволюция|звёздной эволюции]]{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=287—295|loc=}}.
+Шаровые звёздные скопления — плотные и массивные скопления, которые имеют шарообразную форму и повышенную концентрацию звёзд в центре скопления. Они содержат от 10 тысяч до нескольких миллионов звёзд, в среднем — около 200 тысяч, а их диаметры составляют 100—300 [[Световой год|световых лет]]. Такие скопления имеют возраст порядка 10—15 млрд лет, поэтому относятся к [[Звёздное население|населению II]] и образуют [[Сферическая подсистема Галактики|сферическую подсистему Галактики]] (см. ниже{{Переход|Галактики}}). Звёзды в шаровых скоплениях [[Металличность|бедны металлами]], так как образовались давно, и имеют небольшие массы, поскольку массивные звёзды уже завершили свою [[Эволюция звёзд|эволюцию]] (см. ниже{{Переход|Эволюция звёзд}})<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/globclust.html|title=Globular cluster|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-23|archive-date=2020-10-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20201030181419/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/globclust.html|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=287—295|loc=}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=440—442|loc=}}.
-=== Кратные звёзды ===
-Звёздные системы могут быть одиночными и кратными:  двойными, тройными и большей кратности. В случае если в систему входит более десяти звёзд то принято её называть [[звёздное скопление|звёздным скоплением]] .
-[[двойная звезда|Двойные]] ([[Кратная звезда|кратные]]) звёзды очень распространены. По некоторым оценкам более 70% звёзд в галактике кратные <ref>http://www.astronet.ru/db/msg/1188258</ref>. Так среди 32 ближайших к Земле звёзд 12 кратных из которых 10 двойных в том числе и самая яркая из визуально наблюдаемых звёзд [[Сириус]]. В окрестностях 20 парсек от Солнечной системы из более 3000 звёзд, около половины — двойные звёзды всех типов <ref>http://www.astronet.ru/db/msg/1171338</ref>
+Рассеянные звёздные скопления менее плотны, чем шаровые, и содержат меньше звёзд — от нескольких десятков до нескольких тысяч, в среднем 200—300, диаметры таких скоплений составляют до 50 световых лет. В отличие от шаровых скоплений, рассеянные не так сильно связаны гравитацией и, как правило, распадаются в течение миллиарда лет после образования. Такие скопления относятся к [[Звёздное население|населению I]] и концентрируются к [[Галактический диск|галактическому диску]], а в самих скоплениях встречается много массивных и ярких звёзд<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/opencluster.html|title=Open cluster|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-23|archive-date=2020-10-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20201030234615/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/opencluster.html|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=287—295|loc=}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=440—442|loc=}}.
-== Обозначения звёзд ==
-В  [[Млечный путь|нашей галактике]] более 100 млрд. звёзд. На фотографиях неба, полученных крупными телескопами, видно такое множество звёзд, что бессмысленно даже пытаться дать им всем имена или хотя бы сосчитать их. Около 0,01 % всех звёзд Галактики занесено в [[Каталог звёздного неба|каталоги]]. Таким образом, подавляющее большинство звёзд, наблюдаемых в крупные телескопы, пока не обозначено и не сосчитано.
+Звёздные ассоциации — ещё более разреженные группы звёзд общей массой менее 1000 {{Mo}} и диаметром до 700 световых лет<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/stellar-association|title=Stellar association|author=|website=[[Encyclopedia Britannica]]|date=|publisher=|access-date=2020-10-23|archive-date=2020-10-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20201026071303/https://www.britannica.com/science/stellar-association|deadlink=no}}</ref>. Они очень слабо связаны гравитацией, поэтому распадаются в течение 10 млн лет после образования. Это означает, что они состоят из очень молодых звёзд<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/association_stellar.html|title=Stellar association|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-23|archive-date=2020-10-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20201029101448/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/association_stellar.html|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=287—295|loc=}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=440—444|loc=}}.
-Самые яркие звёзды у каждого народа получили свои имена. Многие из ныне употребляющихся, например, [[Альдебаран]], [[Алголь]], [[Денеб]], [[Ригель]] и др., имеют [[арабы|арабское]] происхождение; культура арабов послужила мостом через интеллектуальную пропасть, отделяющую падение [[Рим]]а от [[эпоха Возрождения|эпохи Возрождения]].
+=== Галактики ===
-В прекрасно иллюстрированной [[Уранометрия|Уранометрии]] (Uranometria, [[1603]]) немецкого астронома [[Байер, Иоганн|И. Байера]] ([[1572]]—[[1625]]), где изображены [[созвездия]] и связанные с их названиями легендарные фигуры, звёзды были впервые обозначены буквами [[греческий алфавит|греческого алфавита]] приблизительно в порядке убывания их блеска: α — ярчайшая звезда созвездия, β — вторая по блеску, и т.&nbsp;д. Когда не хватало букв греческого алфавита, Байер использовал [[латинский алфавит|латинский]]. Полное обозначение звезды состояло из упомянутой буквы и латинского названия созвездия. Например, [[Сириус]] — ярчайшая звезда в созвездии [[Большой Пёс|Большого Пса]] (Canis Major), поэтому его обозначают как α Canis Majoris, или сокращённо α CMa; Алголь — вторая по яркости звезда в [[Персей (созвездие)|Персее]] обозначается как β Persei, или β Per. Байер, однако, не всегда следовал введенному им правилу, и в байеровских обозначениях есть большое количество исключений.
+{{Основная статья|Галактика}}
+[[Файл:Andromeda_Galaxy_(with_h-alpha).jpg|мини|[[Галактика Андромеды]]]]
+Галактики — системы звёзд и [[Межзвёздное вещество|межзвёздного вещества]], самые крупные из которых могут содержать сотни миллиардов звёзд и иметь радиусы до 30 [[килопарсек]]. Звёзды распределены в галактиках неравномерно: молодые, богатые металлами звёзды населения I образуют плоскую составляющую галактики, которая наблюдается как галактический диск, а старые и бедные металлами звёзды населения II образуют сферическую составляющую, которая сильно концентрируется к центру галактики<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/galaxy|title=Galaxy|author=|website=[[Encyclopedia Britannica]]|date=|publisher=|access-date=2020-10-23|archive-date=2021-10-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20211019213459/https://www.britannica.com/science/galaxy|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|p=367|loc=}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=439—440|loc=}}.
+Четыре основных типа галактик, выделенные ещё [[Хаббл, Эдвин|Эдвином Хабблом]] в 1925 году{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=336—340|loc=}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=468—471|loc=}}:
-[[Флемстид, Джон|Джон Флемстид]] ([[1646]]—[[1719]]), первый Королевский астроном [[Англия|Англии]], ввёл систему обозначения звёзд, не связанную с их блеском. В каждом созвездии он обозначил звёзды номерами в порядке увеличения их прямого восхождения, то есть в том порядке, вкотором они пересекают [[меридиан]]. Так, [[Арктур]], он же a [[Волопас (созвездие)|Волопаса]] (α Bootes), обозначен как 16 Bootes.
+* [[эллиптические галактики]] — галактики без выраженной внутренней структуры, имеющие форму шара или эллипсоида. Они практически не содержат газа и [[Космическая пыль|пыли]] и состоят в основном из старых звёзд. Плоская составляющая в них отсутствует;
-Некоторые необычные звёзды иногда называют именами астрономов, впервые описавших их уникальные свойства. Например, [[звезда Барнарда]] названа в честь американского астронома [[Барнард, Эдвард Эмерсон|Э. Барнарда]] ([[1857]]—[[1923]]), а [[звезда Каптейна]] — в честь нидерландского астронома [[Каптейн, Якобус Корнелис|Я. Каптейна]] ([[1851]]—[[1922]]). На современных картах звёздного неба обычно нанесены древние собственные имена ярких звёзд и греческие буквы в системе обозначений Байера (его латинские буквы используют редко); остальные звёзды обозначают согласно Флемстиду. Но не всегда на картах хватает места для этих обозначений, поэтому обозначения остальных звёзд нужно искать в [[Каталог звёздного неба|звёздных каталогах]].
+* [[Линзовидная галактика|линзовидные галактики]] внешне похожи на эллиптические, но, хотя сферическая составляющая в них является основной, они также имеют звёздный диск;
+* [[спиральные галактики]] имеют как сферическую, так и плоскую составляющие, при этом последняя выражена сильнее, чем в линзовидных, а в дисках спиральных галактик обнаруживается спиральная структура;
+* [[неправильные галактики]] — галактики асимметричной формы, содержащие много газа и пыли. Сферическая составляющая в таких галактиках практически отсутствует, большинство звёзд — молодые и образуют плоскую подсистему.
+== Эволюция звёзд ==
-Для [[переменная звезда|переменных звёзд]] используется свой способ обозначения. Такие звёзды обозначают в порядке их обнаружения в каждом созвездии. Первую обозначают буквой R, вторую — S, затем T и т.&nbsp;д. После Z идут обозначения RR, RS, RT и т.&nbsp;д. После ZZ идут AA и т.&nbsp;д. (Букву J не используют, чтобы не было путаницы с I.) Когда все эти комбинации истощаются (всего их 334), то продолжают нумерацию цифрами с буквой V (''variable'' — переменный), начиная с V335. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.
+{{Основная статья|Эволюция звёзд}}
+[[Файл:Solar-evolution.png|альт=|мини|Эволюция [[Солнце|Солнца]]|450x450пкс]]
+Физические и наблюдаемые параметры звёзд непостоянны, так как из-за идущих в них [[Термоядерная реакция|термоядерных реакций]] меняется состав звезды, уменьшается масса и излучается энергия. Изменение характеристик звезды со временем называется [[Эволюция звёзд|эволюцией звезды]], этот процесс проходит по-разному у звёзд различных начальных масс<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.femto.com.ua/articles/part_2/4596.html|title=Эволюция звёзд|author=|website=Энциклопедия физики и техники|date=|publisher=|access-date=2020-07-11|archive-date=2020-07-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20200710101824/http://www.femto.com.ua/articles/part_2/4596.html|deadlink=no}}</ref>. Часто в таких случаях говорят о «жизни звезды», которая начинается, когда единственным источником энергии звезды становятся ядерные реакции, и заканчивается, когда реакции прекращаются<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.sai.msu.su/ng/stars/stars_life.htm|title=Жизнь звёзд|author=|website=www.sai.msu.su|date=|publisher=|access-date=2020-07-11|archive-date=2020-07-01|archive-url=https://web.archive.org/web/20200701162426/http://www.sai.msu.su/ng/stars/stars_life.htm|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=|url=https://new-science.ru/kak-vyglyadit-zhiznennyj-cikl-zvezdy/|title=Как выглядит жизненный цикл звезды?|author=|website=new-science.ru|date=|publisher=|access-date=2020-07-11|archive-date=2020-07-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20200711152025/https://new-science.ru/kak-vyglyadit-zhiznennyj-cikl-zvezdy/|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1171272|title=Во что превращаются звезды в конце жизни|author=[[Постнов, Константин Александрович|Постнов К. А.]]|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-07-11|archive-date=2020-07-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20200712072537/http://www.astronet.ru/db/msg/1171272|deadlink=no}}</ref>. Срок жизни звезды, в зависимости от начальной массы, составляет от нескольких миллионов до десятков триллионов лет<ref>{{книга|ref=Bertulani|автор={{Нп3|Бертулани, Карлос|Bertulani C. A.|en|Carlos Bertulani}}|заглавие=Nuclei in the Cosmos|ответственный=|год=2013|издание=|место=Singapore|издательство=[[World Scientific]]|страницы=|страниц=|isbn=978-981-4417-66-2}}</ref><ref name=':42'>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/ms.htm|title=Главная последовательность|author=Миронова И.|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-07-11|archive-date=2020-06-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20200629070940/http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/ms.htm|deadlink=no}}</ref>. В течение жизни у звёзд может возникать и исчезать [[Переменная звезда|переменность]]<ref name=":11" />, а на ход эволюции звезды может влиять её принадлежность к [[Тесная двойная система|тесной двойной системе]]<ref name=":15">{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1171340|title=Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции|author=[[Черепащук, Анатолий Михайлович|Черепащук А. М.]]|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-07-16|archive-date=2015-10-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20151020165043/http://www.astronet.ru/db/msg/1171340|deadlink=no}}</ref>.
+=== Звёздный нуклеосинтез ===
-Также необходимо подчеркнуть, что никаких ''официально'' присвоенных имён у звёзд не существует, лишь по сложившейся ''традиции'', поддерживаемой астрономами, около 300 ярких звёзд имеют собственные имена. В связи с этим, выдаваемые некоторыми организациями сертификаты о наименовании звёзд являются частной инициативой и не признаются [[Международный астрономический союз|Международным астрономическим союзом]]<ref>[http://www.nkj.ru/archive/articles/3810/ Наука и жизнь. Шесть соток на Луне и собственная звезда. №1, 2002 год.]</ref><ref name="IAU">[http://www.iau.org/public_press/themes/buying_star_names/ Buying Stars and Star Names — Официальная позиция [[Международный астрономический союз|Международного астрономического союза]] по поводу покупки звёзд и имен звёзд (англ.)]</ref><ref name="IAUrus">[http://www.astroclub.ru/wiki/PrisvoenieImenZvezdam Присвоение имён звёздам — Официальная позиция [[Международный астрономический союз|Международного астрономического союза]] по поводу покупки звёзд и имен звёзд (русский перевод)]</ref>.
+{{Основная статья|Звёздный нуклеосинтез}}
+На разных стадиях эволюции звёзд в них проходят различные [[термоядерные реакции]]. Наиболее важные, энергетически эффективные и длительные из них — [[протон-протонный цикл]] и [[CNO-цикл]], в которых из четырёх [[протон]]ов образуется ядро [[Гелий|гелия]], — происходят в ядрах звёзд [[Главная последовательность|главной последовательности]]<ref>{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/4934355|автор=Д. К. Надёжин|статья=Я́ДЕРНЫЕ РЕА́КЦИИ В ЗВЁЗДАХ|том=35|страницы=631—632|архив=https://web.archive.org/web/20201023133708/https://bigenc.ru/physics/text/4934355|архив дата=2020-10-23}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=128—134|loc=}}.
+В достаточно массивных звёздах на более поздних этапах эволюции синтезируются более тяжёлые элементы: сначала [[углерод]] в [[Тройная гелиевая реакция|тройном гелиевом процессе]], а в самых тяжёлых звёздах и более тяжёлые элементы вплоть до [[Железо|железа]] — дальнейший нуклеосинтез не идёт, так как энергетически невыгоден{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=413}}{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=128—134|loc=}}. Тем не менее элементы тяжелее железа могут образовываться при так называемом [[Взрывной нуклеосинтез|взрывном нуклеосинтезе]], который происходит, когда звезда теряет гидростатическое равновесие, например, при [[Сверхновая звезда|взрывах сверхновых]]<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>.
-== Реакции термоядерного синтеза в недрах звёзд ==
-Реакции [[термоядерный синтез|термоядерного синтеза]] элементов — основной источник энергии большинства звёзд.
+=== Начальная стадия эволюции звёзд ===
-== Самые известные звёзды ==
+{{Основная статья|Формирование звезды}}
-{| class="wikitable" <hiddentext>generated with [[:de:Wikipedia:Helferlein/VBA-Macro for EXCEL tableconversion]] V1.7<\hiddentext>
+[[Файл:PMS evolution tracks-ru.svg|альт=|мини|Эволюционные треки протозвёзд разной массы (синий цвет) и их изохроны (отмечены разными цветами)]]
-|- style="background-color:#808080;font-size:9pt;font-weight:bold;color:#FFFFFF"
+Звёзды образуются из холодных разреженных облаков [[Межзвёздный газ|межзвёздного газа]], которые начинают сжиматься из-за возникшей [[Гравитационная неустойчивость|гравитационной неустойчивости]]. Изначально могут начать сжиматься только облака большой массы, но в процессе они разделяются на более маленькие области сжатия, каждая из которых уже становится отдельной звездой. По этой причине звёзды всегда формируются группами: в составе [[Звёздные ассоциации|звёздных ассоциаций]] или [[Звёздное скопление|звёздных скоплений]]{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=386—392|loc=}}. После того как в облаке формируется [[Гидростатическое равновесие|гидростатически равновесное]] ядро, оно начинает считаться [[Протозвезда|протозвездой]]. Протозвезда светит за счёт сжатия сначала в дальнем инфракрасном диапазоне, затем разогревается и становится видима в оптическом диапазоне. Эта стадия может длиться от {{E|5|0}} лет для самых крупных звёзд до {{E|9|0}} лет для наименее массивных<ref name=":18">{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/node12.html|title=Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды|author=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г.]], Ламзин С. А.|website=|subtitle=От облака к звезде|date=1992|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-07-11|archive-date=2015-09-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20150923190023/http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/node12.html|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=394—395|loc=}}{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|p=243}}. В это время также формируются [[Протопланетный диск|протопланетные диски]] вокруг звезды, которые впоследствии могут эволюционировать в [[Планетная система|планетные системы]]{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=356—358}}. После этого недра звезды, если её масса составляет более 0,075 {{Mo}}, достаточно разогреваются, и в ней начинается синтез гелия из водорода: в это время звезда становится полноценной звездой главной последовательности. Если же масса оказывается меньше 0,075 {{Mo}}, то протозвезда становится [[Коричневый карлик|коричневым карликом]], в котором некоторое время может идти термоядерный синтез, но основная доля энергии выделяется за счёт сжатия<ref name=":1" />{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=138—139|loc=}}.
-| width="30" height="36" align="center" | №
-| width="94"  | обозначение
-| width="61"  | название
-| width="94" align="center" | [[Созвездие]]
-| width="56"  | [[видимая звездная величина]]
-| width="65"  | Расстояние до Земли ([[Световой год|св. лет]])
-| width="236"  | Описание
-|- style="background-color:#FFFF99"
-| height="13" align="center" | 1
-|  | α<sup>С</sup> Центавра
-|  | [[Проксима Центавра]]
-| align="center" | [[Центавр (созвездие)|Центавр]]
-|  | +11,09
-|  | 4,225
-|style="font-size:8pt"  | Ближайшая к [[Солнце|Солнцу]] звезда
-|- style="background-color:#FFFF99"
-| height="13" align="center" | 2
-|  | α Большого Пса
-|  | [[Сириус]]
-| align="center" | [[Большой Пёс (созвездие)|Большой Пёс]]
-|  | -1,43
-|  | 8,58
-|style="font-size:8pt"  | Ярчайшая звезда из визуально наблюдаемых с Земли
-|- style="background-color:#FFFF99"
-| height="22" align="center" | 3
-|  | α Малой Медведицы
-|  | [[Полярная звезда]]
-| align="center" | [[Малая Медведица (созвездие)|Малая Медведица]]
-|  | +1,97
-|  | 431,4
-|style="font-size:8pt"  | Важнейшая навигационная звезда, указывающая направление на север
-|- style="background-color:#FFFF99"
-| height="26" align="center" | 4
-|  | [[Эта Киля|η Киля]]
-| align="center" | —
-| align="center" | [[Киль (созвездие)|Киль]]
-|  | +6,21
-|  | 7000–8000
-|style="font-size:8pt"  | Гипергигант. Одна из самых больших и ярких звезд, примерно в 5 млн раз ярче Солнца.
-|- style="background-color:#FFFF99"
-| height="38" align="center" | 5
-|  | α Скорпиона
-|  | [[Антарес]]
-| align="center" | [[Скорпион (созвездие)|Скорпион]]
-|  | +1,06
-|  | 604
-|style="font-size:8pt"  | Одна из самых ярких и крупных звезд из числа ближайших к Земле. В крупнейшие телескопы видна как диск, а не как точка <ref>http://nauka.relis.ru/35/0210/35210066.htm</ref>
-|- style="background-color:#FFFF99"
-| height="22" align="center" | 6
-|  | HIP 87937
-|  | [[Звезда Барнарда]]
-| align="center" | [[Змееносец]]
-|  | +9,53
-|  | 5,963
-|style="font-size:8pt"  | Звезда, обладающая наивысшей скоростью [[Собственное движение|собственного движения]]
-|- style="background-color:#FFFF99"
-| height="13" align="center" | 7
-|  | [[:en:PSR B1919+21|PSR B1919+21]] {{ref-en}}
-| align="center" | —
-| align="center" | [[Лисичка (созвездие)|Лисичка]]
-| align="center" | ?
-|  | 2283,12
-|style="font-size:8pt"  | Первый из открытых [[пульсар]]ов ([[1967|1967 год]])
-|}
+=== Главная последовательность ===
-== Примечания ==
+{{Основная статья|Главная последовательность}}
-{{reflist}}
+После того как в звезде начинается синтез гелия из водорода, она становится звездой главной последовательности и в этом состоянии проводит бо́льшую часть жизни — 90 % звёзд, в числе которых и Солнце, относятся к главной последовательности<ref name=":8" />.
+Характеристики звёзд главной последовательности зависят в первую очередь от массы и, в гораздо меньшей степени, от возраста и начального химического состава: чем больше масса звезды, тем больше её температура, радиус и светимость и тем меньше срок её жизни на главной последовательности. Так, например, звезда с массой 0,1 {{Mo}} будет иметь светимость в 0,0002 {{Lo}}, температуру {{nobr|3000 [[Кельвин|K]]}} и [[Спектральные классы звёзд|спектральный класс]] M6, а звезда с массой {{nobr|18 {{Mo}}}} — светимость в {{nobr|30 000 {{Lo}}}}, температуру {{nobr|33 000 K}} и спектральный класс O9,5<ref name=':42' />. У самых тяжёлых звёзд срок жизни на главной последовательности — порядка нескольких миллионов лет, а у самых маломассивных — порядка 10 триллионов лет, что превышает [[возраст Вселенной]]<ref name=":8" /><ref name=":10">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L|автор=Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred C. Adams|заглавие=The End of the Main Sequence|язык=en|год=1997|месяц=6|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|volume=482|pp=420–432|doi=10.1086/304125|archivedate=2018-10-05|archiveurl=https://web.archive.org/web/20181005105252/http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L| issn = 0004-637X }}</ref>. Звёзды [[Звёздное население|населения II]] с низким содержанием тяжёлых элементов, которые также синтезируют гелий в ядре, в несколько раз тусклее звёзд главной последовательности того же спектрального класса и называются [[субкарлик]]ами<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/subdwarf.html|title=Subdwarf|author=Darling D.|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-25|archive-date=2020-10-31|archive-url=https://web.archive.org/web/20201031111929/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/subdwarf.html|deadlink=no}}</ref>.
-== Ссылки ==
-* [http://www.astronet.ru/db/map/ Карта звёздного неба]
+Стадия главной последовательности заканчивается, когда в ядре звезды остаётся слишком мало водорода и его сгорание не может продолжаться в том же режиме. Разные звёзды после этого ведут себя по-разному{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399|loc=}}.
-== См. также ==
-{{викисловарь|звезда}}
-* [http://www.u-tube.ru/pages/video/3576/ Наглядная демонстрация размеров звезд в отношении к планетам Солнечной системы]
-* [[Двойная звезда]]
-* [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела]]
-* [[Новая звезда]]
-* [[Звёздная атмосфера]]
-* [[Звёздная эволюция]]
-* [[Переменная звезда]]
-* [[Сверхновая|Сверхновая звезда]]
-* [[Спектральный класс|Спектральные классы звёзд]]
-* [[Список звёзд по созвездиям]]
-* [[Список ближайших звёзд]]
-* [[Список крупнейших звёзд]]
-* [[Список ярчайших звёзд]]
-* [[Созвездия]]
-* [[Функция светимости]]
-* [[Функция блеска]]
+=== Эволюция звёзд после главной последовательности ===
-[[Категория:Звёзды| ]]
+[[Файл:Stellar evolutionary tracks-ru.svg|альт=|мини|240x240пкс|Эволюционные треки звёзд различной массы после главной последовательности]]
+У большинства звёзд гелий накапливается в ядре, а водорода остаётся всё меньше. В результате водород начинает сгорать в слоевом источнике вокруг ядра, а сама звезда переходит сначала на стадию [[субгигант]]ов, а затем на [[ветвь красных гигантов]], охлаждаясь, но многократно увеличивая свои размеры и светимость{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399|loc=}}.
+Исключение составляют звёзды массами менее 0,2 {{Mo}}: они полностью конвективны, и гелий в них распределяется по всему объёму. Согласно теоретическим моделям, они нагреваются и сжимаются, превращаясь в [[Голубой карлик|голубые карлики]], а потом в [[Белый карлик|гелиевые белые карлики]] (см. ниже {{Переход|Конечные стадии эволюции звёзд}})<ref name=":10" />{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=158}}.
+В звёздах большей массы в определённый момент начинается [[горение гелия]]. Если масса звезды составляет менее 2,3 {{Mo}}, он загорается взрывообразно — происходит [[гелиевая вспышка]], и звезда оказывается на [[Горизонтальная ветвь|горизонтальной ветви]]. При большей массе гелий загорается постепенно, и звезда проходит [[Голубая петля|голубую петлю]]. Когда в ядре накапливаются углерод и кислород, а гелия остаётся мало, ядро начинает сжиматься, и звезда переходит на [[Асимптотическая ветвь гигантов|асимптотическую ветвь гигантов]] — процессы здесь похожи на происходящие у звёзд на ветви красных гигантов. Для звёзд с массой менее 8 {{Mo}} эта стадия оказывается последней: они сбрасывают оболочку и становятся белыми карликами, состоящими из углерода и [[кислород]]а{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|pp=249—254|loc=}}{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=154—161|loc=}}.
+В более массивных звёздах ядро начинает сжиматься, а звезда становится [[сверхгигант]]ом. В ней начинаются термоядерные реакции с участием углерода — для звёзд с массой 8—10 {{Mo}} в результате [[Углеродная детонация|углеродной детонации]], а в более массивных звёздах постепенно. Вскоре могут начаться реакции и с более тяжёлыми элементами, вплоть до железа, и в звезде образуется множество слоёв, состоящих из разных элементов. После этого звезда может как сбросить оболочку, став белым карликом, состоящим из кислорода, [[неон]]а или [[Магний|магния]], так и взорваться как сверхновая, и тогда от неё останется [[нейтронная звезда]] или [[чёрная дыра]]{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|pp=249—254|loc=}}{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=154—161|loc=}}.
+=== Конечные стадии эволюции звёзд ===
+Выделяется три типа объектов, в которые звезда может превратиться в конце жизни{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=418—421|loc=}}.
+[[Белый карлик|Белые карлики]] — объекты из [[Вырожденный газ|вырожденного вещества]] с массой порядка солнечной, но в 100 раз меньшими радиусами. В белые карлики превращаются звёзды с начальными массами менее 8—10 {{Mo}}, сбрасывая оболочку, что наблюдается как [[планетарная туманность]]. В белых карликах не вырабатывается энергия, а излучают они лишь за счёт высокой температуры внутри них: самые горячие из них имеют температуры около 70 000 [[Кельвин|K]], но постепенно остывают и становятся [[Чёрный карлик|чёрными карликами]]{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|pp=249—254|loc=}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=418—421|loc=}}.
+[[Нейтронная звезда|Нейтронные звёзды]] образуются, если масса вырожденного ядра звезды превышает [[предел Чандрасекара]] — 1,46 {{Mo}}. В этом случае происходит коллапс ядра с [[Нейтронизация|нейтронизацией]] вещества, при котором происходит [[взрыв сверхновой]]. При массе нейтронной звезды, равной 2 {{Mo}}, её радиус будет составлять порядка 10 км{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|pp=249—254|loc=}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=418—421|loc=}}<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188703|title=Сверхновые звезды|author=Утробин В. П.|website=[[Астронет]]|date=|publisher=|access-date=2020-10-25|archive-date=2020-10-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20201028222817/http://www.astronet.ru/db/msg/1188703|deadlink=no}}</ref>.
+[[Чёрная дыра]] образуется, если масса ядра превысит [[предел Оппенгеймера — Волкова]], равный {{nobr|2—2,5 {{Mo}}}}. Получившаяся нейтронная звезда оказывается неустойчивой, и коллапс будет продолжаться: дальнейшие устойчивые конфигурации неизвестны. В какой-то момент радиус ядра становится меньше [[Радиус Шварцшильда|радиуса Шварцшильда]], при котором [[вторая космическая скорость]] становится равной [[Скорость света|скорости света]], и появляется [[чёрная дыра звёздной массы]]{{Sfn|Fundamental Astronomy|2007|pp=249—254|loc=}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=418—421|loc=}}.
+== Звёздные каталоги и номенклатура ==
+{{Основная статья|Каталог звёздного неба}}
+Списки звёзд, содержащие какие-либо сведения о них, такие как [[небесные координаты]], [[Собственное движение|собственные движения]], [[звёздные величины]] или [[Спектральные классы звёзд|спектральные классы]], известны как звёздные каталоги. В некоторых каталогах содержится информация о звёздах определённого типа: например, только о [[Двойная звезда|двойных]] или [[Переменная звезда|переменных]]. Хранением, систематизацией и распространением данных о звёздных каталогах занимается [[Центр астрономических данных в Страсбурге|Страсбургский центр астрономических данных]]. Среди современных звёздных каталогов можно выделить следующие<ref>{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/1990245|автор=К. В. Куимов|статья=ЗВЁЗДНЫЕ КАТАЛО́ГИ|том=10|страницы=326|архив=https://web.archive.org/web/20201030083356/https://bigenc.ru/physics/text/1990245|архив дата=2020-10-30}}</ref><ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/star-catalog|title=Star catalog|author=|website=[[Encyclopedia Britannica]]|date=|publisher=|access-date=2020-10-26|archive-date=2020-08-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20200807033551/https://www.britannica.com/science/star-catalog|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=153—155}}:
+* [[Каталог Hipparcos]], составленный по результатам работы [[Hipparcos|одноимённого космического телескопа]] в 1989—1993 годах в [[Видимое излучение|оптическом диапазоне]]. Он содержит такую информацию о 118 218 звёздах, как годичные параллаксы с точностью до 0,001′′, собственные движения с точностью 0,001′′/год и звёздные величины, кроме того, этот каталог обеспечивает стандартную систему координат [[ICRS]];
+* Каталог Tycho-2 также был составлен на основе работы Hipparcos. Он обладает меньшей точностью, зато содержит сведения о более чем 2 миллионах звёзд;
+* [[2MASS]] (The Two Micron All Sky Survey) — каталог, содержащий координаты и звёздные величины в ближней инфракрасной области для 0,5 миллиарда звёзд, составленный [[Калифорнийский технологический институт|Калифорнийским технологическим институтом]].
+* Каталог [[Gaia]] составлен по результатам работы космического телескопа с таким же названием. Каталог содержит, в частности, координаты и звёздные величины для более чем 1,8 миллиарда звёзд, а также параллакс и собственное движение для более чем 1,4 миллиарда. Телескоп продолжает работу, поэтому ожидается дополнение и уточнение каталога<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia_overview|title=Gaia overview|website=[[Европейское космическое агентство|ESA]]|access-date=2021-10-10|archive-date=2021-10-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20211010104547/https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia_overview|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/earlydr3|title=Gaia EDR3 content - Gaia - Cosmos|website=[[Европейское космическое агентство|ESA]]|access-date=2021-10-10|archive-date=2020-12-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20201210022841/https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/earlydr3|deadlink=no}}</ref>.
+=== Номенклатура ===
+С древности звёзды получали [[Список названий звёзд|собственные названия]] (см. ниже{{Переход|Звёзды в культуре}}), но с развитием астрономии появилась потребность в строгой номенклатуре. До 2016 года официальных собственных названий звёзд не было, но на 2020 год [[Международный астрономический союз|Международным астрономическим союзом]] утверждено 336 собственных названий<ref name=":12">{{cite web|lang=|url=https://www.iau.org/public/themes/naming_stars/|title=Naming Stars|author=|website=International Astronomical Union|date=|publisher=|access-date=2020-10-26|archive-date=2020-04-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20200411104839/https://www.iau.org/public/themes/naming_stars/|deadlink=no}}</ref><ref name=":13">{{cite web|lang=|url=http://www.astromyth.ru/Astronomy/StarNames.htm|title=Названия звёзд|author=|website=Астромиф|date=|publisher=|access-date=2020-10-27|archive-date=2020-10-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20201023084319/http://www.astromyth.ru/Astronomy/StarNames.htm|deadlink=no}}</ref>.
+[[Обозначения Байера]], введённые в 1603 году [[Байер, Иоганн|Иоганном Байером]], стали первыми, которые с некоторыми изменениями используются до сих пор. В его каталоге самые яркие звёзды каждого [[Созвездие|созвездия]] получили название в виде буквы греческого алфавита и названия созвездия. Обычно, хотя и не во всех случаях, самая яркая звезда созвездия получала букву α, вторая — β и так далее. В случае, если звёзд в созвездии было больше, чем букв в [[Греческий алфавит|греческом алфавите]], используются буквы латинского алфавита: сначала строчные от a до z, затем заглавные от A до Z. Например, ярчайшая звезда [[Лев (созвездие)|созвездия Льва]] — [[Регул]] — имеет обозначение α Льва<ref name=":12" />.
+Другая широко используемая система — [[обозначения Флемстида]] — появилась в 1783 году и основана на каталоге [[Флемстид, Джон|Джона Флемстида]], опубликованном в 1725 году, уже после его смерти. В ней каждой звезде созвездия присваивается номер в порядке увеличения [[Прямое восхождение|прямого восхождения]]. Пример такого названия — [[61 Лебедя]]<ref name=":12" />.
+В любом случае звёзды также обозначаются по названию каталога, в котором они отмечены, и номеру в нём. Так, например, [[Бетельгейзе]] в различных каталогах имеет обозначения HR 2061, BD +7 1055, HD 39801, SAO 113271 и PPM 149643<ref name=":12" />.
+Для [[Двойная звезда|двойных]] или [[Кратная звезда|кратных звёзд]], [[Переменная звезда|переменных]], а также [[Новая звезда|новых]] или [[Сверхновая звезда|сверхновых звёзд]], используется иная система обозначений<ref name=":12" />:
+* компоненты двойных и кратных звёзд, если у них нет раздельных обозначений, получают заглавные латинские буквы в конце названия. Например, белый карлик в системе [[Сириус]]а имеет обозначения Сириус B, α Большого Пса B, HD 48915 B;
+* переменные звёзды имеют более сложную [[Обозначения переменных звёзд|систему обозначений]], сложившуюся исторически. Если они не имеют обозначения по Байеру, то получают название в виде заглавной латинской буквы и созвездия, в котором они расположены, в порядке открытия, начиная с R (в некоторых случаях с Q). После буквы Z следуют двухбуквенные обозначения: начиная с RR до RZ, затем от SS до SZ и так далее, до ZZ. Дальше идут обозначения от AA до AZ, от BB до BZ и так далее до QQ до QZ, причём буква J не используется. Такой способ позволяет обозначить 334 звезды в каждом созвездии, после чего их обозначают V335, V336 и так далее. Среди таких названий — [[R Андромеды]], [[RR Лиры]] и V1500 Лебедя;
+* новые и сверхновые, хотя и относятся к переменным, имеют другую систему обозначений. Новые звёзды получают название по созвездию, в котором они были замечены и по году, например, {{iw|Новая Лебедя 1975 года|новая Лебедя 1975 года|d|Q2141056}}, и одновременно название по системе переменных звёзд (эта же новая имеет обозначение V1500 Лебедя). Сверхновые звёзды обозначаются по году их открытия и по очерёдности их открытия: первые 26 обозначаются заглавными латинскими буквами от A до Z, затем строчными от aa до az, от ba до bz и так далее. Пример такого обозначения — SN1997bs<ref>{{cite web|lang=|url=http://cbat.eps.harvard.edu/lists/Supernovae.html|title=List of Supernovae|author=|website=Central Bureau for Astronomical Telegrams|date=|publisher=|access-date=2020-10-26|archive-date=2020-05-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20200512190634/http://cbat.eps.harvard.edu/lists/Supernovae.html|deadlink=no}}</ref>.
+== История изучения ==
+{{См. также|История астрономии}}
+=== Представление о звёздах в древности ===
+Люди с древности обращали внимание на небо и замечали на нём различные группы звёзд. Древнейшее наскальное изображение [[Рассеянное звёздное скопление|рассеянного звёздного скопления]] [[Плеяды (звёздное скопление)|Плеяды]], обнаруженное в [[Пещера Ласко|пещере Ласко]], датируется XVIII—XV тысячелетиями до нашей эры<ref>{{cite web|lang=|url=https://nplus1.ru/news/2016/05/16/Midnight-poem-date|title=Астрономы определили возраст древней поэмы по звездам|author=Екатерина Русакова|website=[[N+1]]|date=2016-05-16|publisher=|access-date=2020-10-27|archive-date=2020-10-31|archive-url=https://web.archive.org/web/20201031035723/https://nplus1.ru/news/2016/05/16/Midnight-poem-date|deadlink=no}}</ref>. До наших дней дошли некоторые созвездия, описанные в [[шумер]]ских звёздных каталогах, а из 48 созвездий, описанных [[Клавдий Птолемей|Птолемеем]] во II веке н. э., 47 вошли в список из 88 созвездий, утверждённых [[Международный астрономический союз|Международным астрономическим союзом]]<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astromyth.ru/Astronomy/BrieferHistory.htm|title=Кратчайшая история созвездий|author=|website=Астромиф|date=|publisher=|access-date=2020-10-27|archive-date=2020-10-31|archive-url=https://web.archive.org/web/20201031021218/http://www.astromyth.ru/Astronomy/BrieferHistory.htm|deadlink=no}}</ref><ref>{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/1990155|автор=В. Г. Сурдин|статья=ЗВЁЗДНОЕ НЕ́БО|том=10|страницы=319—323|архив=https://web.archive.org/web/20201024175729/https://bigenc.ru/physics/text/1990155|архив дата=2020-10-24}}</ref>. Некоторые яркие звёзды получали собственные имена, также различавшиеся в разных культурах, — наибольшее распространение получили [[Арабы|арабские]] названия<ref name=":13" />.
+[[Звёздное небо]] использовалось и в прикладных целях. В [[Древний Египет|Древнем Египте]] началом года считался день первого [[Гелиакический восход|гелиакического восхода]] [[Сириус]]а<ref name=":16">{{cite web|lang=|url=http://old.ihst.ru/aspirans/astronomyia.htm#_Toc100630709|title=История астрономии|author=|website=Институт истории естествознания и техники
+им. С. И. Вавилова|date=|publisher=|access-date=2020-10-31|archive-date=2020-06-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20200629034610/http://old.ihst.ru/aspirans/astronomyia.htm#_Toc100630709|deadlink=no}}</ref>. Мореходы [[Минойская цивилизация|Минойской цивилизации]], существовавшей с третьего тысячелетия до н. э., умели использовать звёзды для [[Навигация|навигации]]<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.nationalgeographic.org/encyclopedia/navigation/|title=Navigation|author=|website=[[National Geographic (журнал)|National Geographic]]|publisher=[[National Geographic Society]]|date=2011-01-21|access-date=2020-10-31|archive-date=2020-10-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20201023184839/https://www.nationalgeographic.org/encyclopedia/navigation/|deadlink=no}}</ref>.
+=== Изучение видимых параметров звёзд ===
+Значительное развитие астрономия получила в [[Древняя Греция|Древней Греции]]. Наиболее известный [[Звёздный каталог Гиппарха|звёздный каталог]] того времени был составлен [[Гиппарх]]ом во II веке до н. э.: он содержал 850 звёзд, разделённых на 6 классов по блеску — в дальнейшем это разделение превратилось в современную систему [[Звёздная величина|звёздных величин]]<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1177906|title=Звездная величина|author=|website=[[Астронет]]|date=|publisher=|access-date=2020-10-31|archive-date=2020-07-31|archive-url=https://web.archive.org/web/20200731140657/http://www.astronet.ru/db/msg/1177906|deadlink=no}}</ref>. Гиппарх также был первым, кто достоверно обнаружил [[Переменная звезда|переменную звезду]], а именно [[Новая звезда|новую]] приблизительно в 134 году до н. э<ref>{{cite web|lang=|url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html|title=Astronomy in Ancient Rhodes|author=Antonios D. Pinotsis|website=conferences.phys.uoa.gr|date=|publisher=|access-date=2020-10-31|archive-date=2017-09-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20170907030222/http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html|deadlink=no}}</ref>. После этого астрономы регулярно открывали новые и сверхновые звёзды: в [[Китайская цивилизация|Китае]] в течение X—XVII веков н. э. было обнаружено 12 новых и [[Сверхновая звезда|сверхновых]]. Среди них была сверхновая 1054 года, породившая [[Крабовидная туманность|Крабовидную туманность]]<ref name=":16" />. Однако переменные звёзды других типов стали открывать гораздо позже: первой из них стала [[Мира (звезда)|Мира]], переменность которой в 1609 году обнаружил [[Давид Фабрициус]]{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=163}}.
+При этом о самих звёздах было известно мало: в частности, они считались расположенными на очень далёкой [[Сфера неподвижных звёзд|сфере неподвижных звёзд]] даже после [[Коперниковская революция|коперниковской революции]] — этому способствовало большое расстояние до звёзд, из-за чего никакие их относительные движения заметить было невозможно<ref>{{cite web|lang=|url=https://www.planetarium-moscow.ru/education/tsikl-lektsiy-zvezdnye-uroki/detail.php?ID=34323|title=Открытие Солнечной системы|author=|website=[[Московский планетарий]]|date=|publisher=|access-date=2020-10-31|archive-date=2020-11-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20201106215933/https://www.planetarium-moscow.ru/education/tsikl-lektsiy-zvezdnye-uroki/detail.php?ID=34323|deadlink=no}}</ref>, а догадки, что далёкие звёзды на самом деле подобны [[Солнце|Солнцу]], только появлялись и обосновывались чаще философски. Впервые оценить расстояние до звёзд попытался в 1695 году [[Христиан Гюйгенс]]: расстояние до [[Сириус]]а у него получилось равным 0,5 [[Световой год|светового года]], при этом оценивал расстояние он фотометрически. В 1718 году [[Эдмунд Галлей]] обнаружил собственные движения [[Альдебаран]]а, Сириуса и [[Арктур]]а. В то же время астрономы пытались обнаружить [[Параллакс|звёздные параллаксы]], но точности измерений им не хватало. Тем не менее эти попытки привели к другим открытиям: в частности, в 1802—1803 годах [[Уильям Гершель]] смог доказать, что многие двойные звёзды являются физическими парами, а не оптически-двойными звёздами. Впервые звёздный параллакс в 1818—1821 годах сумел измерить для двух звёзд [[Василий Яковлевич Струве]], причём для одной из них — [[Альтаир]]а — величина оказалась очень близкой к современному значению, хотя сам Струве не был уверен в точности результата. В 1837 году он же измерил параллакс [[Вега|Веги]], а вскоре за ним последовали результаты других астрономов<ref name=":16" />.
+=== Изучение физической природы звёзд ===
+Далёкими от истины были представления и о природе звёзд — первым шагом к её изучению стали изобретение [[Спектрограф|щелевого спектрографа]] и развитие [[Спектральный анализ|спектрального анализа]]. [[Фраунгоферовы линии]] были открыты в 1815 году, хотя [[Исаак Ньютон]] изучал спектр Солнца ещё в 1666 году. Уже в 1860-х годах были определены составы атмосфер различных звёзд, в том числе и Солнца, и в то же время [[Густав Кирхгоф]] предположил существование [[Фотосфера|фотосфер звёзд]], в которых должен образовываться непрерывный спектр<ref name=":17" />. Другим вопросом, занимавшим учёных, был источник энергии звёзд: на рубеже XIX и XX веков была популярна идея, что звёзды светят, так как выделяют энергию при гравитационном сжатии. Проблема этой гипотезы была в том, что, по расчётам, для Солнца такого механизма должно было хватать на {{E|7|0}} лет, тогда как по [[Геология|геологическим]] сведениям Земля существовала уже не менее {{E|9|0}} лет. После открытия [[Радиоактивный распад|радиоактивности]] [[Джеймс Джинс]] попытался объяснить [[Звёздный свет|свет звёзд]] именно ей, но эта идея также не могла объяснить такой длительный срок жизни Солнца; ему же принадлежала гипотеза, что энергия выделяется за счёт [[Аннигиляция|аннигиляции]]. Наконец, в 1920 году [[Артур Эддингтон]] предположил, что энергия выделяется при превращении ядер [[водород]]а в ядра [[Гелий|гелия]], и, хотя он не представлял, как именно происходит это превращение, в конечном итоге эта догадка оказалась верной — уже в конце 1930-х годов были открыты [[Протон-протонный цикл|протон-протонный]] и [[CNO-цикл]]ы превращения водорода в гелий. После того как был определён источник энергии звёзд, стали развиваться теории [[Эволюция звёзд|звёздной эволюции]], которые позволили объяснить видимое разнообразие звёзд и их распределение на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]]<ref name=":16" />.
+== В культуре ==
+[[Файл:Van_Gogh_-_Starry_Night_-_Google_Art_Project.jpg|мини|«Звёздная ночь»]]
+Разные народы выделяли разные [[Астеризм (астрономия)|астеризмы]] и [[Созвездие|созвездия]], но практически во всех культурах в созвездия объединяли звёзды [[Большая Медведица|Большой Медведицы]], [[Орион (созвездие)|Ориона]] и [[Плеяды (звёздное скопление)|Плеяд]]. Зачастую наблюдаемые фигуры на небе ассоциировались с теми или иными образами, предметами или животными, что у различных народов связывалось с их мифами и легендами. Многие современные созвездия связаны именно с [[Древнегреческая мифология|древнегреческой мифологией]]<ref>{{Книга|ссылка=http://lib.kunstkamera.ru/rubrikator/02/978-5-88431-326-2|автор=[[Берёзкин, Юрий Евгеньевич|Берёзкин Ю. Е.]]|заглавие=Рождение звездного неба: представления о ночных светилах в исторической динамике.|ответственный=|год=2017|издание=|место=СПб.|издательство=МАЭ РАН|страницы=|страниц=316|isbn=978-5-88431-326-2|archivedate=2020-10-31|archiveurl=https://web.archive.org/web/20201031011120/http://lib.kunstkamera.ru/rubrikator/02/978-5-88431-326-2}}</ref><ref>{{cite web|lang=|url=http://www.ianridpath.com/startales/contents.html|title=Ian Ridpath’s Star Tales — Constellation Mythology and History|author=Ian Ridpath|website=|date=|publisher=|access-date=2020-10-31|archive-date=2020-10-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20201025025129/http://ianridpath.com/startales/contents.html|deadlink=no}}</ref>. [[Звёздное небо]] и звёзды на нём во многих ранних цивилизациях воспринимались как божественные сущности — предположительно, эта идея зародилась в [[Месопотамия|Месопотамии]] и оттуда распространилась по всему миру. Там же возникла и [[астрология]], которая до [[Новое время|Нового времени]] не отделялась от [[Астрономия|астрономии]]<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/topic/nature-worship|title=Nature worship — Stars and constellations|author=|website=[[Encyclopedia Britannica]]|date=|publisher=|access-date=2020-10-31|archive-date=2020-11-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20201120090844/https://www.britannica.com/topic/nature-worship|deadlink=no}}</ref><ref>{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/philosophy/text/1835991|автор=Г. Е. Куртик, А. И. Кобзев, В. Г. Лысенко|статья=АСТРОЛО́ГИЯ|том=2|страницы=404—408|архив=https://web.archive.org/web/20210128095708/https://bigenc.ru/philosophy/text/1835991|архив дата=2021-01-28}}</ref>.
+Вид звёздного неба находит отражение и в более современных произведениях культуры. К примеру, [[Ноктюрн (живопись)|ноктюрн]] — стиль живописи, которому присуще изображение ночных сцен, в частности ночного неба: одна из самых известных картин этого жанра — «[[Звёздная ночь]]» [[Ван Гог, Винсент|Винсента ван Гога]]. Также звёздам посвящаются различные произведения [[Художественная литература|художественной литературы]], а в [[Научная фантастика|научной фантастике]] зачастую рассматриваются конкретные звёзды или звёздные системы<ref name=":19">{{Статья|ссылка=https://doi.org/10.1007/978-90-481-9748-4_16|автор=Varadaraja Venkata Raman|заглавие=Impact of Stars on Human Culture|год=2011|ответственный=Anna-Teresa Tymieniecka, Attila Grandpierre|язык=en|место=Dordrecht|издание=Astronomy and Civilization in the New Enlightenment: Passions of the Skies|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer Netherlands]]|страницы=151—165|isbn=978-90-481-9748-4|doi=10.1007/978-90-481-9748-4_16}}</ref><ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.artsy.net/article/artsy-editorial-artists-made-night-sky-muse|title=From Van Gogh to Vija Celmins, These Artists Have Made the Night Sky Their Muse|author=Alina Cohen|website=Artsy|date=2018-06-07|access-date=2021-01-03|archive-date=2021-05-16|archive-url=https://web.archive.org/web/20210516063556/https://www.artsy.net/article/artsy-editorial-artists-made-night-sky-muse|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.tor.com/2018/07/23/classic-sci-fi-star-systems-keep-getting-ruined-by-science/|title=Classic Sci-Fi Star Systems Keep Getting Ruined by Science|author=James Davis Nicoll|website=Tor.com|date=2018-07-23|publisher=|access-date=2021-01-03|archive-date=2021-01-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20210125231834/https://www.tor.com/2018/07/23/classic-sci-fi-star-systems-keep-getting-ruined-by-science/|deadlink=no}}</ref>.
+Часто звёзды рассматриваются в более символическом смысле: в различных языках слово «звезда» имеет множество переносных значений. Схематичное изображение звезды встречается на флагах более чем 40 стран, многие из которых [[ислам]]ские: в этой религии [[звезда и полумесяц]] — символ мира и жизни. Звёзды играют важную роль и в других религиях: например, в [[Христианство|христианстве]] широко известен сюжет о [[Вифлеемская звезда|Вифлеемской звезде]]<ref name=":19" />.
+== Примечания ==
+{{Примечания}}
+== Литература ==
+* {{Книга|ref=Кононович, Мороз|автор=Кононович Э. В., [[Мороз, Василий Иванович|Мороз В. И.]]|заглавие=Общий курс астрономии|ответственный=|год=2004|издание=2-е, исправленное|место=М.|издательство=Едиториал УРСС|страницы=|страниц=544|isbn=5-354-00866-2}}
+* {{Книга|ref=Сурдин|автор=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г.]]|заглавие=Астрономия: век XXI|ответственный=|год=2015|издание=3-е изд|место=М.|издательство=Век 2|страницы=|страниц=608|isbn=978-5-85099-193-7}}
+* ''[[Шкловский, Иосиф Самуилович|Шкловский И. С.]]'' [http://telescop-optic.ucoz.ru/Stars_Shklov.pdf Звезды: их рождение, жизнь и смерть] — 3-е изд., перераб. — М.: Наука, 1984. — 384 с.
+* ''[[Шкловский, Иосиф Самуилович|Шкловский И. С.]]'' [http://nuclphys.sinp.msu.ru/books/pop/%D0%A8%D0%BA%D0%BB%D0%BE%D0%B2%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B9.pdf Вселенная, жизнь, разум.] — 6-е изд., доп.— М.: Наука, 1987. — 320 с.
+* {{Книга|ref=Fundamental Astronomy|ссылка=https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC&hl=ru|автор=Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J.|заглавие=Fundamental Astronomy|ответственный=|год=2007|издание=5th Edition|место=Berlin|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|страницы=|allpages=510|isbn=978-3-540-34143-7}}
+== Ссылки ==
+{{Навигация
+|Портал = Астрономия
+|Викисловарь = звезда
+|Викицитатник = Звезда
+|Викитека = Звёзды
+}}
+* {{cite web |last= Kaler |first= James. |title= Portraits of Stars and their Constellations |publisher= University of Illinois |url= http://stars.astro.illinois.edu/sow/sow.html |access-date= 2010-08-20}}
+* {{cite web |author= Prialnick, Dina; Wood, Kenneth; Bjorkman, Jon; Whitney, Barbara; Wolff, Michael; Gray, David; Mihalas, Dimitri |title= Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution |date= 2001 |publisher= University of St. Andrews |url= http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/stars.html |access-date= 2010-08-20}}
-{{Link FA|de}}
+{{ВС}}
-{{Link FA|en}}
+{{Звёзды}}
+{{Избранная статья|Астрономия}}
-{{Link FA|es}}
+{{Статья года|2021}}
-{{Link FA|ml}}
-{{Link FA|ko}}
-{{Link FA|tr}}
-{{Link FA|eu}}
-{{Link FA|it}}
-{{Link FA|sl}}
-{{Link GA|sv}}
-{{Link GA|zh}}
-{{Link FA|sv}}
+[[Категория:Типы небесных тел]]
-[[af:Ster]]
+[[Категория:Астрофизика]]
-[[an:Estrela]]
+[[Категория:Звёзды]]
-[[ar:نجم]]
+[[Категория:Звёздная астрономия]]
-[[arc:ܟܘܟܒܐ]]
-[[arz:نجمه]]
-[[ast:Estrella]]
-[[ay:Warawara]]
-[[az:Ulduz]]
-[[bat-smg:Žvaiždie]]
-[[be:Зорка]]
-[[be-x-old:Зорка]]
-[[bg:Звезда]]
-[[bn:তারা]]
-[[bs:Zvijezda]]
-[[ca:Estrella]]
-[[chr:ᏃᏈᏏ]]
-[[cs:Hvězda]]
-[[cu:Ꙃвѣ́ꙁда]]
-[[cy:Seren]]
-[[da:Stjerne]]
-[[de:Stern]]
-[[el:Αστέρας]]
-[[eml:Strèla]]
-[[en:Star]]
-[[eo:Stelo]]
-[[es:Estrella]]
-[[et:Täht (astronoomia)]]
-[[eu:Izar]]
-[[fa:ستاره]]
-[[fi:Tähti]]
-[[fiu-vro:Taivatäht]]
-[[fr:Étoile]]
-[[fur:Stele]]
-[[ga:Réalta]]
-[[gd:Reul]]
-[[gl:Estrela (Astronomía)]]
-[[he:כוכב]]
-[[hi:तारा]]
-[[hr:Zvijezda]]
-[[ht:Etwal]]
-[[hu:Csillag]]
-[[ia:Stella]]
-[[id:Bintang]]
-[[io:Stelo]]
-[[is:Sólstjarna]]
-[[it:Stella]]
-[[iu:ᐅᓪᓗᕆᐊᖅ/ulluriaq]]
-[[ja:恒星]]
-[[jv:Lintang]]
-[[ka:ვარსკვლავი]]
-[[kn:ನಕ್ಷತ್ರ]]
-[[ko:항성]]
-[[ksh:Steern]]
-[[ku:Stêr]]
-[[la:Astrum]]
-[[lad:Estreya]]
-[[lb:Stär]]
-[[lij:A Steja]]
-[[lmo:Stela]]
-[[lt:Žvaigždė]]
-[[lv:Zvaigzne]]
-[[mk:Ѕвезда]]
-[[ml:നക്ഷത്രം]]
-[[mn:Од]]
-[[mr:तारा]]
-[[ms:Bintang]]
-[[my:ကြယ်]]
-[[mzn:اساره]]
-[[nah:Cītlalli]]
-[[nl:Ster (hemellichaam)]]
-[[nn:Stjerne]]
-[[no:Stjerne]]
-[[nov:Stele]]
-[[nrm:Êtaile]]
-[[nv:Sǫ́]]
-[[oc:Estela]]
-[[pam:Batuin]]
-[[pl:Gwiazda]]
-[[pt:Estrela]]
-[[qu:Quyllur]]
-[[ro:Stea]]
-[[sa:तारा]]
-[[sah:Сулус]]
-[[scn:Stidda]]
-[[sh:Zvijezda]]
-[[simple:Star]]
-[[sk:Hviezda]]
-[[sl:Zvezda]]
-[[sq:Ylli]]
-[[sr:Звезда]]
-[[su:Béntang]]
-[[sv:Stjärna]]
-[[sw:Nyota]]
-[[szl:Gwjozda]]
-[[ta:விண்மீன்]]
-[[te:నక్షత్రము (ఖగోళ)]]
-[[tg:Ситора]]
-[[th:ดาวฤกษ์]]
-[[tl:Bituin]]
-[[tr:Yıldız]]
-[[uk:Зорі]]
-[[ur:ستارہ]]
-[[vec:Stéła]]
-[[vi:Ngôi sao]]
-[[vls:Sterre (astronomie)]]
-[[wa:Sitoele]]
-[[yi:שטערן]]
-[[yo:Ìràwọ̀]]
-[[zh:恒星]]
-[[zh-classical:恒星]]
-[[zh-min-nan:Chheⁿ]]
-[[zh-yue:恆星]]

Звезда: различия между версиями

Текущая версия от 21:47, 28 сентября 2024

Определение и характеристики

Наблюдательные характеристики

Физические характеристики

Строение звёзд

Внутренняя структура

Атмосферы звёзд

Классификация

Йеркская система классификации

Спектральные классы

Классы светимости

Дополнительные обозначения

Переменные звёзды

Звёздные системы

Двойные и кратные звёзды

Звёздные скопления

Галактики

Эволюция звёзд

Звёздный нуклеосинтез

Начальная стадия эволюции звёзд

Главная последовательность

Эволюция звёзд после главной последовательности

Конечные стадии эволюции звёзд

Звёздные каталоги и номенклатура

Номенклатура

История изучения

Представление о звёздах в древности

Изучение видимых параметров звёзд

Изучение физической природы звёзд

В культуре

Примечания

Литература

Ссылки

Навигация

Поиск