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 зонах. У зорях сконцентровано до 90 % речовини галактик. Форма зір, окрім тісних подвійних, близька до сферичної. Понад половина зір нашої Галактики – кратні, гравітаційно зв’язані системи, де дві, три і більше зір обертаються навколо спільного центру мас. Найближча зоря до Землі – Сонце.

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

Важливим параметром, вiд якого залежить тривaлicть iснування («життя» зорі), свiтнiсть i кiнцева доля зорі, є її маса. Наймасивніші (і найгарячіші) вичерпують свій запас енергії протягом кількох мільйонів років, натомість крихітні карликові зорі можуть продовжувати горіти багато мільярдів років. Маси зір варіюються вiд 0.05 до 80 M๏. Значно бiльше зорі вiдрiзняються за своїми розмiрами (вiд 10 км для нейтронних зір до 10³ R๏ для червоних надгiгантiв). Найразючiшi вiдмiнностi зір у свiтностях L: вiд 10 L๏ для слабких карликiв до 10¹⁰ L๏ для наднових (протягом короткого часу вибуху). Вiдстанi мiж зорями вимiрюють у парсеках або свiтлових роках; великі відстані, такі як радіус зір-гігантів, часто визначають в астрономічних одиницях.

За фiзичним станом, у якому перебуває основна маса зоряної речовини, розрізняють зорі звичайнi, бiлi карлики та нейтроннi. Звичайні зорі 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 сонячної маси в 100 разів менший від радіуса Сонця; густина речовини нейтронних зір близька до густини атомного ядра, тобто сягає значень ~10¹⁵ г/см³, а її радіус становить 10–18 км.

За свiтностями (абсолютними зоряними величинами) зорі подiляють на низку класів:

гіпергіганти (R136a1, S Doradus, Eta Carinae та ін.),
надгіганти (Антарес, Бетельгейзе, Дельта Цефея, Денеб, Рігель та ін.),
гіганти (Адара, Альдебаран, Альціона, Арктур, Капелла, Лямбда Оріона, Поллукст, Тубан та ін.),
субгіганти (Проціон та ін.),
зорі головної послідовності, або карлики (це переважна більшість зір, напр., Алголь, Алкаїд, Алькор, Альтаїр, Вега, Сіріус, Сонце, Шератан та ін.),
субкарлики (V1093 Геркулеса, HW Діви та ін.),
білі карлики (Сіріус Б, Проціон Б, Глізе 223.2, Зоря ван Маанена та ін.).

Специфічні особливості спектрів зір покладені в основу зоряної спектральної класифікації, яка певною мірою відображає їх еволюційний статус і поверхневі температури. Спектральні класи зір позначають лат. літерами і записують у такій послідовності: O–B–A–F–G–K–M. Так, З. спектральних класiв O, B, A називають раннiми, гарячими; класiв F i G – сонячними; K, M – холодними, або пiзнiми. Температуру зовнішніх шарів зір визначають за їхніми кольорами: червоні зорі мають 2000–3000 К, жовті – 6000–7000 К, білі – 12 000 К, голубі – 25 000 К. Особливості зміни блиску зір дозволяють виділити постійні та змінні зорі. Змінні диференціюють на фізично змінні (зміни їх блиску зумовлені фізичними процесами у зорях – пульсаціями, спалахами, еруптивними процесами) та затемнювані зорі (зміни блиску спричинені покриттям, затемненням одного компонента подвійної системи іншим). Фізична змінність притаманна майже всім молодим зорям, певні її форми і прояви характерні для певних етапів зоряної еволюції. Спектри, швидкостi руху та iн. параметри деяких зір вiдхиляються вiд норми – такi зорі називають пекулярними, до них уналежнюють т. зв. швидкi зорі (з великими значеннями власних рухів), магнiтнi (з потужними магнiтними полями), металiчнi (із сильними лiнiями металiв у спектрах), радiозорi, рентґенівські, гамма-зорі та інфрачервоні (відповідно мають пiдвищену свiтнiсть у радiо-, рентґенiвському, гамма- та інфрачервоному дiапазонах).

Для пoтрeб астрометрiї видiляють зорі зенiтнi (проходять через зенiт конкретної обсерваторiї, i їх cпостерiгають специфічними точними інструментами для вивчення змiн широти), екваторiальнi та фундаментальні. За станом еволюції розрізняють молоді й старі зорі. Оскільки зорі більших мас еволюціонують значно швидше, то молода зоря малої маси за віком може бути старшою від старої великої маси.

Згідно з сучасними теоріями зореутворення, «інкубаторами» зір слугують газопилові комплекси. Віковий діапазон зір великий. Найстаріші зірки народилися майже 15 млрд років тому – це вік Галактики. У Галактиці вони розташоваші дуже далеко від центру, на її периферії – в гало. Молоді зірки, віком бл. 100 тис. р., навпаки, трапляються лише у проміжній, між гало і ядром, частині Галактики – у дискові (структурі лінзоподібної форми діаметром прибл. 30 000 пк і товщиною центральної частини бл. 4000 пк). Тут же знаходиться переважна більшість зір проміжного віку, 1–5 млрд р., до них належить і Сонце (на відстані понад 10 000 пк від центру). Концентрація зір у межах Галактики вкрай неоднорідна: від 1 З. на 10 пк³ (в околицях Сонця) до 10⁶ З. в 1 пк³ (у ядрі). Віковий ценз зір тісно корелює з хімічним складом їхніх атмосфер. Найстаріші зірки містять на 1,5–2 порядки менше важких елементів (тобто важчих від гелію), а молоді – настільки ж більше. Зір із первісним хімічним складом (тобто тільки з воднем і гелієм) не виявлено. Просторову локалізацію зір у Галактиці визначають також їхнім віком – старі зірки заповнюють сферичний об’єм з радіусом бл. 20 пк, а молоді концентруються в тонкий диск товщиною у десятки разів меншою від його радіуса.

Згідно з сучасними уявленнями, процеси зореутворення тривають і нині. Рушійний механізм цього процесу – гравітаційна конденсація з хмар молекулярного водню та пилу. На перших етапах життя первісні зорі – протозорі – розігріваються і світять за рахунок гравітаційного стискання. Цей етап у житті зірок з масою та світністю Сонця триває бл. 30 млн р. Гравітація в центральних частинах зір створює сприятливі умови для запалювання термоядерних реакцій горіння водню, ця стадія найдовша в житті зір, напр., для зірок типу Сонця вона триває до 10 млрд р., і фактично всі зорі проходять через неї – це в певному сенсі «дорослий період» життя кожної зорі. Після завершення наступного, короткотривалого етапу «зоряного життя» – горіння гелію (тривалістю до 1 млрд р.), доля цих космічних об’єктів визначається їхньою масою. Зірки з масою М>1.2 M๏ сонячної встигають запалити ще вуглець і кремній, після чого спалахують як наднові, породжуючи нейтронні З. і чорні діри. Зорі, що не встигли за життя набрати цієї критичної маси, еволюціонують у білих карликів.

Необхідність вивчення зір у давнину була зумовлена потребами матеріального існування суспільства (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. основні досягнення астрономії були тільки в царині астрометрії. І лише із застосуванням спектрального та фотографічного методів учені змогли впритул зайнятися дослідженням фізичних умов у надрах зір, їх хімічного складу, процесів генерації енергії та її випромінювання, еволюції зір, – усі ці задачі розв’язує астрофізика, і саме в цьому сегменті сучасної астрономічної науки особливих успіхів досягли українські науковці. Так, усьому світу відомі роботи одеської школи дослідників змінних зір, започатковані В. Цесевичем і продовжені його учнями І. Андроновим, В. Каретниковим та ін. На високому рівні провадять українські астрофізики дослідження відкритих у наші дні коричневих карликів, зір з аномаліями хімічного складу.

Літ.: М. Schwarzschild. Structure and Evolution of the Stars. Princeton, 1958; 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; M. Salaris, S. Cassisi. Evolution of Stars and Stellar Populations. Chichester, 2005; H. Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, K. J. Donner. Fundamental Astronomy. 6th ed. Berlin – Heidelberg – N. Y., 2016.

Г. У. Ковальчук

Рекомендована література

М. Schwarzschild. Structure and Evolution of the Stars. Princeton, 1958;
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;
M. Salaris, S. Cassisi. Evolution of Stars and Stellar Populations. Chichester, 2005;
H. Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, K. J. Donner. Fundamental Astronomy. 6th ed. Berlin – Heidelberg – N. Y., 2016.