Зорі - Енциклопедія Сучасної України
Beta-версія
Зорі

ЗО́РІ – самосвітні космічні об’єкти, у надрах яких ефективно відбуваються чи відбувалися термоядерні реакції перетворення водню на гелій або гелію на вуглець за високих температур у внутрішніх областях. У З. сконцентровано до 90 % речовини галактик. Форма З., окрім тісних подвійних, близька до сферичної. Більше половини З. нашої Галактики – кратні, гравітаційно зв’язані системи, де дві, три і більше З. обертаються навколо спільного центру мас.

Структура типової, найбільш розповсюдженої в Галактиці зорі-карлика спектрального класу А

Якщо систему складають понад 10 зір, її називають зоряним скупченням. Кратні системи дуже поширені (за деякими оцінками – понад 70 %). Серед 32-х найближчих до Землі З. – 12 кратних, з них 10 подвійних. В околі 20 пк від Соняч. системи нараховується більше 3000 З., близько половини з них – подвійні. У нашій Галактиці понад 100 млрд З. і лише бл. 0,01 % їх занесено в зоряні каталоги. Отож, переважну більшість З., що спостерігаються у великі телескопи, не позначено і не полічено. Найяскравіші З. віддавна одержали свої імена, багато з них вживаються і понині, напр., Альдебаран, Алголь, Денеб, Рігель. У першому зоряному каталозі «Uranometria» (1603), де зображено сузір’я і пов’яз. з їхніми назвами легендарні фігури, його укладач, нім. астроном Й. Байєр, вперше позначив З. буквами грец. алфавіту приблизно в порядку зменшення їх блиску: α – найяскравіша З. сузір’я, β – друга за яскравістю тощо, – а коли закінчився алфавіт, продовжив за латинським. Повний опис З. складався із позначки за яскравістю і лат. назви сузір’я, напр., Сіріус – найяскравіша З. у сузір’ї Великого Пса (Canis Major), тому її написання α Canis Majoris, чи скорочено α CMa; Алголь, друга за яскравістю З. в Персеї, – β Persei (β Per). Деякі З. іноді називають іменами вчених, котрі вперше описали їх унік. властивості, напр., є З., названі на честь амер. астронома Е. Барнарда, нідерланд. Я. Каптейна та ін.

Важливим параметром, вiд якого залежить тривaлicть iснування («життя» З.), свiтнiсть i кiнцева доля З., є її маса. Маси З. варіюються вiд 0.05 до 80 M๏. Значно бiльше З. вiдрiзняються за своїми розмiрами (вiд 10 км для нейтрон. З. до 103 R๏ для червоних надгiгантiв). Найразючiшi вiдмiнностi З. у свiтностях L: вiд 10 L๏ для слабких карликiв до 1010 L๏ для наднових (протягом короткого часу вибуху). Вiдстанi мiж З. вимiрюють у парсеках або свiтлових роках; великі відстані, такі як радіус З.-гігантів, часто визначають в астрон. одиницях. За фiз. станом, у якому перебуває осн. маса зоряної речовини, розрізняють З. звичайнi, бiлi карлики та нейтроннi. Звичайні З. складаються з речовини у звичному для нас станi; у бiлих карликах густина речовини в мільйони разів вища за нормальну, при такій густині радіус білого карлика соняч. маси в 100 разів менший від радіуса Сонця; густина речовини нейтрон. З. близька до густини атом. ядра, тобто сягає значень ~1015 г/см3, а її радіус становить 10–18 км. За свiтностями (абсолют. зоряними величинами) З. подiляють на 6 класів: надгіганти, гіганти, субгіганти, карлики, субкарлики, білі карлики. Специф. особливості спектрів З. покладені в основу зоряної спектрал. класифікації, яка певною мірою відображає їх еволюц. статус і поверхневі т-ри. Спектрал. класи З. позначають лат. літерами і записують у такій послідовності: O–B–A–F–G–K–M. Так, З. спектрал. класiв O, B, A називають раннiми, гарячими; класiв F i G – сонячними; K, M – холодними, або пiзнiми. Т-ру зовн. шарів З. визначають за їхніми кольорами: червоні З. мають 2000–3000 К, жовті – 6000–7000 К, білі – 12 000 К, голубі – 25 000 К. Особливості зміни блиску З. дозволяють виділити постійні та змінні З. Змінні З. поділяють на фізично змінні (зміни їх блиску зумовлені фіз. процесами у самих З. – пульсаціями, спалахами, еруптивними процесами) та затемнювані З. (зміни блиску спричинені покриттям, затемненням одного компонента подвій. системи іншим). Фіз. змінність притаманна майже всім молодим З., певні її форми і прояви характерні для певних етапів зоряної еволюції. Спектри, швидкостi руху та iн. параметри деяких З. вiдхиляються вiд норми – такi З. називають пекулярними, до них вiдносять т. зв. швидкi З. (з великими значеннями власних рухів), магнiтнi (з потужними магнiт. полями), металiчнi (із сильними лiнiями металiв у спектрах), радiозорi, рентґенівські, гамма-З. та інфрачервоні (відповідно мають пiдвищену свiтнiсть у радiо-, рентґенiвському, гамма- та інфрачервоному дiапазонах). Для пoтрeб астрометрiї видiляють З. зенiтнi (проходять через зенiт конкретної обсерваторiї, i їх cпостерiгають спец. точними інструментами для вивчення змiн широти), екваторiальнi та фундаментальні. За станом еволюції З. розрізняють молоді й старі. Оскільки З. більших мас еволюціонують значно швидше, то молода З. малої маси за віком може бути старшою від старої З. великої маси. Згідно з сучас. теоріями зореутворення, «інкубаторами» З. слугують газопилові комплекси. Віковий діапазон З. великий. Найстаріші З. народилися майже 15 млрд років тому – це вік Галактики. У Галактиці вони розташ. дуже далеко від центру, на її периферії – в гало. Молоді З., віком бл. 100 тис. р., навпаки, зустрічаються тільки в проміжній, між гало і ядром, частині Галактики – у дискові (структурі лінзоподіб. форми діаметром прибл. 30 000 пк і товщиною центр. частини бл. 4000 пк). Тут же знаходиться переважна більшість З. проміжного віку, 1–5 млрд р., до них належить і Сонце (на відстані понад 10 000 пк від центру). Концентрація З. у межах Галактики вкрай неоднорідна: від 1 З. на 10 пк3 (в околицях Сонця) до 106 З. в 1 пк3 (у ядрі). Віковий ценз З. тісно корелює з хім. складом їхніх атмосфер. Найстаріші З. містять на 1,5–2 порядки менше важких елементів (тобто важчих від гелію), а молоді З. – настільки ж більше. З. із первісним хім. складом (тобто тільки з воднем і гелієм) не виявлено. Просторова локалізація З. у Галактиці визначається також їхнім віком – старі З. заповнюють сферич. об’єм з радіусом бл. 20 пк, а молоді концентруються в тонкий диск товщиною у десятки разів меншою від його радіуса. Згідно з сучас. уявленнями, процеси зореутворення тривають і нині. Рушійний механізм цього процесу – гравітац. конденсація з хмар молекуляр. водню та пилу. На перших етапах життя первісні З. – протозорі – розігріваються і світять за рахунок гравітац. стискання. Цей етап у житті З. з масою та світністю Сонця триває бл. 30 млн р. Гравітація в центр. частинах З. створює сприятливі умови для запалювання термоядер. реакцій горіння водню, ця стадія найдовша в житті З., напр., для З. типу Сонця вона триває до 10 млрд р. і практично всі З. проходять через неї – це свого роду «дорослий період» життя кожної З. Після завершення наступного, короткотривалого етапу «зоряного життя» – горіння гелію (тривалістю до 1 млрд р.), доля З. визначається її масою. З. з масою М>1.2 M๏ сонячної встигають запалити ще вуглець і кремній, після чого спалахують як наднові, породжуючи нейтронні З. і чорні діри. З., що не встигли за життя набрати цієї критич. маси, еволюціонують у білих карликів.

Необхідність вивчення З. у давнину диктувалася потребами матеріал. існування сусп-ва (навігація при подорожах і торг. операціях, створення календаря, визначення точного часу), саме тоді започатковано поділ зоряного неба на сузір’я, проте до поч. 20 ст. осн. досягнення астрономії були тільки в царині астрометрії. І лише з застосуванням спектрал. та фотографіч. методів учені змогли впритул зайнятися дослідж. фіз. умов у надрах зір, їх хім. складу, процесів генерації енергії та її випромінювання, еволюції З., – усі ці задачі розв’язує астрофізика, і саме в цьому сегменті сучас. астрон. науки особливих успіхів досягли укр. вчені. Так, усьому світу відомі роботи одес. школи дослідників змінних З., започатковані В. Цесевичем і продовжені його учнями І. Андроновим, В. Каретниковим та ін. На високому рівні провадять укр. астрофізики дослідж. відкритих у наші дні коричневих карликів, З. з аномаліями хім. складу.

Літ.: М. Schwarzschild. Structure and Evolution of the Stars. Princeton, 1958; Dover, 1965; Шкловский Й. С. Звезды: Их рождение, жизнь и смерть. Москва, 1977; R. Kippenhahn. Hundert Milliardes Sonnen. München, 1980 (рос. перекл. – 100 миллиардов Солнц. Москва, 1990); D. A. Cooke. The Life and Death of Stars. New York, 1985; L. H. Aller. Atoms, Stars, and Nebulae. 3rd ed. Cambridge, 1991; Саган К. Космос. Москва, 2006.

Г. У. Ковальчук

Стаття оновлена: 2010