Звезда

У этого термина существуют и другие значения, см. Звезда (значения).

Звезда́ в небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции^[1]. Солнце в типичная звезда спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности в тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость.

Ближайшей к Солнцу звездой является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 светового года от центра Солнечной системы (4,2 св. лет = 39 Пм = 39 триллионов км = 3,9·10¹³ км). См. также Список ближайших звёзд.

Невооружённым взглядом (при хорошей остроте зрения) на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.

Область формирующихся звёзд в Большом Магеллановом Облаке.

Содержание

1 Единицы измерения
2 Виды звезд
3 Звездные системы
4 Основные характеристики и процессы
5 Звездная эволюция
6 Звёздные каталоги и принципы обозначения звёзд
7 Самые известные звёзды
8 История исследования звезд
9 Звёзды в культуре
10 См. также
11 Примечания
12 Ссылки

[править] Единицы измерения

Большинство звёздных характеристик как правило выражается в СИ, но также используется и СГС (например, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:

солнечная масса:	$M_\bigodot = 1.9891 \times 10^{30}$ кг
солнечная светимость:	$L_\bigodot = 3.827 \times 10^{26}$ Вт
солнечный радиус:	$R_\bigodot = 6.960 \times 10^{8}$ м

Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы как световой год и парсек

Большие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёздных систем часто выражаются с использованием астрономической единицы (а. е.) в среднее расстояние между Землёй и Солнцем (150 млн км).

[править] Виды звезд

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Классификации звезд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий, звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звезд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звездную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звездная величина» в «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.

Теперь, когда есть теория внутреннего строения звезд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существование классов звезд. Оказалось, что все многообразие видов звезд это не более чем отражение количественных характеристик звезд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа на котором в данный момент находится звезда.

В каталогах и на письме класс звезд пишется в одно слово, при этом сначала идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определен пишется буквенный диапазон, к примеру, O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.

[править] Звёзды главной последовательности

См. также: Главная последовательность

Наиболее многочисленный класс звезд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звезд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработана в Гарвардской обсерватории в 1890в1924 годах.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Класс	Температура, K	Истинный цвет	Видимый цвет^[2]^[3]	Основные признаки ^[4]
O	30 000в60 000	голубой	голубой	Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N, A.
B	10 000в30 000	бело-голубой	бело-голубой и белый	Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II.
A	7500в10 000	белый	белый	Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов
F	6000в7500	жёлто-белый	белый	Сильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti.
G	5000в6000	жёлтый	жёлтый	Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN.
K	3500в5000	оранжевый	желтовато-оранжевый	Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения TiO.
M	2000в3500	красный	оранжево-красный	Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов.

[править] Коричневые карлики

Основная статья: Коричневый карлик

Коричневые карлики это тип звезд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звезд. Однако в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звезд подобного типа. Их спектральный класс М в T. В теории выделяется ещё один класс в обозначаемый Y.

[править] Спектральный класс M

[править] Спектральный класс L

[править] Спектральный класс T

[править] Спектральный класс Y

[править] Белые карлики

Основная статья: Белый карлик

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга в Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков 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 в как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера в Волкова в как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями в вспышками сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

[править] Красные гиганты

Основная статья: Красный гигант

Красные гиганты и сверхгиганты в это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000 в 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов в3^mв0^m(I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

[править] Переменные звёзды

Основная статья: Переменная звезда

Переменная звезда в это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет его затмевать, также блеск может измениться если свет от звезды пройдет сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами. В последней версии общего каталога переменных звезд принято следующее деление^[5]:

Эруптивные переменные звёзды в это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
Пульсирующие переменные звёзды в это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
Вращающиеся переменные звёзды в это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.
Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
Затменно-двойные системы
Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
Новые типы переменных в типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

[править] Типа Вольфа в Райе

Основная статья: Звезда Вольфа в Райе

Звёзды Вольфа в Райе в класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа в Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII в NV, CIII в CIV, OIII в OV). Ширина этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может в 10-20 раз превышать излучение в континууме. Звёзды такого типа имеют свой класс в W^[6]. Однако подклассы строятся совсем не как у звёзд главной последовательности:

WN в подкласс Вольфа-Райе звезд в спектрах которых есть линии NIII в V и HeI-II.
WO в в их спектрах сильны линии кислорода. Особенно ярки линии OVI λ3811 в 3834
WC в звёзды, богатые углеродом.

Окончательной ясности происхождения звезд типа Вольфа-Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звезд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции^[7].

[править] Типа T Тельца

Основная статья: Звезда типа T Тельца

Звезда типа T Тельца с околозвёздным диском

Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS) в класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа Т Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности.

Они принадлежат к звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Период вращения от 1 до 12 дней. Температура их поверхности такая же, как и у звёзд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие^[8].

В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как он разрушается при температуре выше 2,500,000 K^[9].

[править] Новые

Основная статья: Новая звезда

Новая звезда в тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9^m): за несколько дней до максимума звезда лишь на 2^m слабее. Количество таких дней определяет, к какому классу новых относится звезда^[10]:

Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t₂) меньше 10 дней.
Быстрые в 11<t₂<25 дней
Очень медленные: 151<t₂<250 дней
Предельно медленные, находящие вблизи максимума годами.

Существует зависимость максимума блеска новой от t₂. Иногда эту зависимость используют для определения расстояния до звезды. Максимум вспышки в разных диапазонах ведет себя по-разному: когда в видимом диапазоне уже наблюдается спад излучения, в ультрафиолете все ещё продолжается рост. Если наблюдается вспышка и в инфракрасном диапазоне, то максимум будет достигнут только после того, как блеск в ультрафиолете пойдет на спад. Таким образом болометрическая светимость во время вспышки довольно долго остается неизменной.

В нашей Галактике можно выделить две группы новых: новые диска (в среднем они ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и, соответственно, немного слабее.

[править] Сверхновые

Основная статья: Сверхновая звезда

Сверхно́вые звёзды в звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет в то I типа

[править] Гиперновые

Основная статья: Гиперновая звезда

Гиперновая в коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая. С начала 1990-х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 100 раз, а энергия взрыва превышала 10⁴⁶ джоулей. К тому же многие из этих взрывов сопровождались очень сильными гамма-всплесками. Интенсивное исследование неба нашло несколько аргументов в пользу существования гиперновых, но пока что гиперновые являются гипотетическими объектами. Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой от 100 до 150 и более масс Солнца. Гиперновые теоретически могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. По некоторым данным, 440 миллионов лет назад имел место взрыв гиперновой звезды вблизи Земли. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56Ni попал на Землю в результате этого взрыва.

[править] LBV

Основная статья: Яркие голубые переменные

Яркие голубые переменные (ЯГП), также известные как переменные типа S Золотой Рыбы (SDOR), это очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты, названные по звезде S Золотой Рыбы (S Dor) в БМО. Они показывают неправильные (иногда циклические) изменения блеска с амплитудой от 1m до 7m. Обычно самые яркие голубые звёзды галактик, в которых они наблюдаются. Как правило, связаны с диффузными туманностями и окружены расширяющимися оболочками. Встречаются исключительно редко.

Яркие голубые переменные могут сиять в миллион раз сильнее, чем Солнце и их масса может быть 150 солнечных, подходя к теоретическому пределу на массу звезды, что делает их самыми яркими, горячими и мощными звёздами во Вселенной. Звёзды этого типа всегда находятся в состоянии неустойчивого гидростатического равновесия, поскольку с их поверхности постоянно истекает мощнейший звёздный ветер, который всё время снижает их массу. По этой причине они всегда окружены туманностями (см. Эта Киля которая является наиболее близкой и наиболее изученной ЯГП). Из-за их огромной массы время жизни таких звёзд очень мало: всего несколько миллионов лет.

Современные теории считают, что ЯГП это только стадия эволюции очень массивных звёзд, которая позволяет им сбросить часть массы. Они могут эволюционировать в звёзду Вольфа в Райе, перед тем как взорваться как сверхновая или даже как гиперновая, если они не потеряют достаточно массы.

[править] ULX

[править] Нейтронные звёзды

Основная статья: Нейтронная звезда

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 нейтроны, 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.

[править] Уникальные звезды

Основная статья: SS 433

SS 433 (известный также как V 1343 Орла и 1908+05), или объект Стефенсона-Сандьюлика в двойная затменная звёздная система 14-й звёздной величины, включающая в себя два компонента. Один из них представляет собой массивную звезду высокой температуры (около 30 тыс. кельвинов) и светимости, а другой в компактную звезду (нейтронную звезду или чёрную дыру). С главной звезды на спутник непрерывно перетекает струя газа, так как гигант не может сохранить свою целостность в поле тяготения своего очень компактного соседа. Вокруг компактной звезды формируется аккреционный диск из перетекающего на неё вещества, который затмевает главную звезду раз в 13 суток. Спутник окружён облаком плазмы, имеющим очень высокую температуру и светимость. Эти процессы порождают мощное рентгеновское излучение.

Других звёздных систем, подобных SS 433, астрономами в нашей Галактике пока не найдено.

[править] Звездные системы

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 звёздным скоплением. Двойные (кратные) звёзды очень распространены. По некоторым оценкам более 70 % звёзд в галактике кратные^[11]. 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 в двойные звёзды всех типов^[12].

[править] Двойные звёзды

Основная статья: Двойная звезда

Двойная звезда, или двойная система в две гравитационно-связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. А не зная зависимости масса в радиус, масса в светимость и масса в спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции.

Но двойные звёзды не изучались бы столь серьёзно, если бы все их значение сводилось к информации о массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных чёрных дыр, все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах. Звёзды Вольфа в Райе были изучены именно благодаря двойным звёздам.

[править] Тесные двойные звёзды (ТДС)

Основная статья: Тесная двойная система

Среди двойных звезд выделяют так называемые тесные двойные системы (ТДС): двойные системы, в которых происходит обмен веществом между звездами. Расстояние между звездами в тесной двойной системе сравнимо с размерами самих звёзд, поэтому в таких системах возникают более сложные эффекты, чем просто притяжение: приливное искажение формы, прогрев излучением более яркого компаньона и другие эффекты.

[править] Звездные скопления

Звёздное скопление в группа звёзд, имеющих общее происхождение, положение в пространстве и направление движения. Члены таких групп связаны между собой взаимным тяготением. Большинство из известных скоплений находится в нашей Галактике.

Открытие звёздных скоплений принадлежит английскому астроному Уильяму Гершелю. Всего им было описано около 2 тыс. скоплений. До наблюдений Гершеля считалось, что звёзды однородно распределены по всей Вселенной. Так было и во времена Исаака Нютона. Но Гершель смог опровергнуть это мнение, доказав, что распределение звёзд в пространстве очень неравномерно. Многие из них собраны в тесные группы; Гершель дал таким группам название «звёздные кучи», а затем они были переименованы в «звёздные скопления». Несколько позже, в XIX веке, скопления были разделены учёными на два класса (а позднее к ним добавился ещё один).

Известно три класса звёздных скоплений: шаровые, рассеянные и ассоциации. Классы различаются между собой по внешнему виду, количеству звёзд и по расстояниям между компонентами скопления. Кроме того, существуют различия по химическому составу, возрасту, типам звёзд, входящих в группу, а также по расположению скоплений в Галактике.

[править] Шаровые

Шаровое скопление в скопление звёзд, имеющее сферическую или слегка сплюснутую форму. Их диаметр колеблется от 20 до 100 парсек. Это одни из старейших объектов во Вселенной. Типичный возраст шаровых скоплений в более 10 млрд. лет. Поэтому в их состав входят маломассивные старые звёзды, большинство из которых находится на завершающих стадиях своей эволюции. Как следствие, здесь много нейтронных звёзд, цефеид и белых карликов; предполагается также наличие чёрных дыр. Нередко в скоплениях происходят вспышки новых звёзд.

Шаровые скопления отличаются высокой концентрацией звезд. К примеру, в кубическом парсеке в центре такого скопления находится от нескольких сот до десятков тысяч звёзд. Для сравнения: в окрестностях Солнца на объём более одного кубического парсека приходится только одна звезда.

Шаровые скопления возникли из гигантского догалактического облака, из которого впоследствии сфомировалась Галактика. В Млечном Пути насчитывают более 150 шаровых скоплений, большинство из которых концентрируются к центру галактики.

[править] Рассеянные

Рассеянное скопление в второй класс звёздных скоплений. Это звёздная система, компоненты которой располагаются на достаточно большом расстоянии друг от друга. Этим она отличается от шаровых скоплений, где концентрация звёзд сравнительно велика. По этой причине рассеянные скопления очень трудно обнаруживать и изучать. Если звёзды, находящиеся от наблюдателя на одинаковом расстоянии, движутся в одном и том же направлении, есть основания предполагать, что они входят в рассеянное скопление.

Наиболее известные представители этого класса скоплений в Плеяды и Гиады, находящиеся в созвездии Тельца.

Рассеянные скопления довольно многочисленны. Их известно больше, чем шаровых. Некоторые из них находятся на близком расстоянии от Солнца в например, до скопления Гиады около 40 парсек.

Рассеянные скопления обычно состоят из нескольких сот или тысяч звёзд, хотя встречаются и более многочисленные группы. По большей части сюда входят массивные и яркие звёзды, а также переменные. Рассеянные скопления имеют небольшую массу. Их гравитационное поле не способно удерживать компоненты длительное время и те постепенно отдаляются друг от друга.

[править] Ассоциации

Звёздные ассоциации в разреженное скопление молодых звёзд высокой светимости, отличающееся от других типов скоплений своим размером (около 200 в 300 световых лет). Ассоциации, как правило, связаны с облаками молекулярного газа, имеющего сравнительно низкую температуру. Этот газ является «строительным материалом» для звёзд. Образовавшиеся массивные звёзды нагревают окружающий их молекулярный газ, который со временем рассеивается в межзвёздной среде. Ассоциации, также как и рассеянные скопления, неустойчивы. Они медленно расширяются и их компоненты отдаляются друг от друга.

[править] Галактики

Основная статья: Галактика

Галактика в это крупное скопление звёзд (чаще всего 10в50 Кпс в диаметре), межзвездного газа и пыли, тёмной материи.

[править] Основные характеристики и процессы

[править] Зависимости

Соотношение размеров планет Солнечной системы и некоторых хорошо известных звёзд, включая VY Большого Пса:

Меркурий < Марс < Венера < Земля;
Земля < Нептун < Уран < Сатурн < Юпитер;
Юпитер < Вольф 359 < Солнце < Сириус;
Сириус < Поллукс < Арктур < Альдебаран;
Альдебаран < Ригель < Антарес < Бетельгейзе;
Бетельгейзе < μ Цефея < VV Цефея A < VY Большого Пса.

Массы подавляющего большинства современных звёзд лежат в пределах от 0,0767^[13] масс Солнца (80 масс Юпитера) до 100в300^[14]^[15] масс Солнца, возможно, первые звёзды были ещё более массивными. Температура в недрах звёзд достигает 10в12 млн К.

Бетельгейзе. фотография сделана с телескопа Хаббл

[править] Расстояние

Существует множество способов определить расстояние до звезды. Но наиболее точный и основой для всех остальных методов является метод измерения параллаксов звёзд. Первым измерил расстояние до звезды 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, в до 1000 пк. Если звезда входит в состав звёздного скопления, то мы не сильно ошибёмся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления. Если звезда принадлежит к классу цефеид, то расстояние можно найти из зависимости период пульсации в абсолютная звёздная величина. В основном, для определения расстояния до далёких звёзд используется фотометрия^[16]^[17].

[править] Масса

Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной звезды. В этом случае массу можно вычислить, используя обобщённый 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^[18].

В октябре 2010 года был предложен ещё один способ измерения массы звезды: он базируется на наблюдении за прохождением по диску звезды планеты со спутником. Проанализировав полученные данные и применив законы Кеплера, можно определить массу и плотность звезды и планеты, период вращения планеты и её спутника, их размеры относительно размеров звезды и некоторые другие их характеристики. На настоящий момент (18 октября 2010 г.) метод пока не был использован на практике^[19].

[править] Химический состав

Несмотря на то, что доля элементов тяжелее гелия в химическом составе звёзд исчисляется не более чем несколькими процентами, они играют важную роль в жизни звезды. Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускоряться, а это отражается как на яркости звезды, так и на цвете и на продолжительности её жизни. Так, чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой.

Наблюдатель, зная химический состав звезды, может довольно уверенно судить о времени образования звезды.

Химический состав звёзд очень сильно зависит от типа звёздного населения и отчасти от массы в у массивных звёзд в недрах полностью отсутствуют элементы тяжелее гелия (в молодом возрасте этих звёзд), жёлтые и красные карлики сравнительно богаты тяжёлыми элементами в они помогают зажечься звёздам при небольшой массе газопылевого облака.^{[источник не указан 952 дня]}

[править] Структура

[править] Ядерные реакции

[править] Перенос излучения

[править] Процессы гидродинамического равновесия

[править] Процессы в магнитосфере

[править] Звездный ветер

Основная статья: Звёздный ветер

Звёздный ветер в процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство.

Звёздный ветер может играть важную роль в звёздной эволюции: так как в результате этого процесса происходит уменьшение массы звезды, то от его интенсивности зависит срок жизни звезды.

Звёздный ветер является способом переноса вещества на значительные расстояния в космосе. Помимо того, что он сам по себе состоит из вещества, истекающего из звёзд, он может воздействовать на окружающее межзвёздное вещество, передавая ему часть своей кинетической энергии. Так, форма эмиссионной туманности NGC 7635 «Пузырь» образовалась в результате такого воздействия.

[править] Звездная эволюция

Основная статья: Звёздная эволюция

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинаются реакции нуклеосинтеза, и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга в 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.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а внутренние, наоборот, сжимаются. И до поры до времени яркость звезды тоже понижается. Температура поверхности снижается в звезда становится 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.

[править] Схема эволюции одиночных звёзд

малые массы 0.08M_sun<M_*<0.5M_sun	умеренные массы 0.5M_sun<M_*<8M_sun		массивные звёзды 8M_sun<M_*<60-100M_sun
	0.5M_sun<M_*<3M_sun	3M_sun<M_*<8M_sun	8M_sun<M_*<10M_sun	M_*>10M_sun
горение водорода в ядре
гелиевые белые карлики	вырожденное He ядро	невырожденное He ядро
	гелиевая вспышка
	спокойное горение гелия в ядре
	C, O белый карлик		вырожденное CO ядро	невырожденное CO ядро
			углеродная детонация	горение углерода в ядре. CO в Fe
			горение углерода в ядре: C в O, Ne, Si, Fe, Niв
			O, Ne, Mgв белый карлик или нейтронная звезда	чёрная дыра

Схема эволюции одиночных звёзд. По В. А. Батурину и И. В. Мироновой

[править] Образование звезд

Наиболее массивные звёзды живут сравнительно недолго в несколько миллионов лет. Факт существования таких звёзд означает, что процессы звёздообразования не завершились миллиарды лет назад, а имеют место и в настоящую эпоху.

Звёзды, масса которых многократно превышает массу Солнца, большую часть жизни обладают огромными размерами, высокой светимостью и температурой. Из-за высокой температуры они имеют голубоватый цвет, и поэтому их называют голубыми сверхгигантами. Такие звёзды, нагревая окружающий межзвёздный газ, приводят к образованию газовых туманностей. За свою сравнительно короткую жизнь массивные звезды не успевают сместиться на значительное расстояние от места своего возникновения, поэтому светлые газовые туманности и голубые сверхгиганты могут рассматриваться в качестве индикаторов тех областей Галактики, где недавно происходило или происходит и сейчас образование звезд.

Молодые звёзды распределены в пространстве неслучайным образом. Существуют обширные области, где они совсем не наблюдаются, и районы, где их сравнительно много. Больше всего голубых сверхгигантов наблюдается в области Млечного Пути, т. е. вблизи плоскости Галактики, там, где концентрация газопылевого межзвёздного вещества особенно высока.

Но и вблизи плоскости Галактики молодые звёзды распределены неравномерно. Они почти никогда не встречаются поодиночке. Чаще всего эти звезды образуют рассеянные скопления и более разреженные звёздные группировки больших паллетных размеров, названные звёздными ассоциациями, которые насчитывают десятки, а иногда и сотни голубых сверхгигантов. Самые молодые из звёздных скоплений и ассоциаций имеют возраст менее 10 млн лет. Почти во всех случаях эти молодые образования наблюдаются в областях повышенной плотности межзвёздного газа. Это указывает на то, что процесс звёздообразования связан с межзвёздным газом.

Примером области звёздообразования является гигантский газовый комплекс в созвездии Ориона. Он занимает на небе практически всю площадь этого созвездия и включает в себя большую массу нейтрального и молекулярного газа, пыли и целый ряд светлых газовых туманностей. Образование звёзд в нем продолжается и в настоящее время.

[править] Жизнь на главной последовательности

[править] Финальный этап

[править] Чёрные дыры

Основная статья: Чёрная дыра

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, в объект становится невидимым. В его окрестности существенно изменяются свойства пространства-времени; их может описать только общая теория относительности. Такие объекты называют чёрными дырами.

[править] Нейтронные звёзды

[править] Звёздные каталоги и принципы обозначения звёзд

Обозначения звёзд на карте созвездий неба северного полушария в Дракона и Малой медведицы. Наиболее яркие и известные звёзды имеют собственные имена.

В нашей галактике более 200 млрд звёзд^[20]. 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 каталоги. Таким образом, подавляющее большинство звёзд, наблюдаемых в крупные телескопы, пока не обозначено и не сосчитано.

Самые яркие звёзды у каждого народа получили свои имена. Многие из ныне употребляющихся, например, Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель и др., имеют арабское происхождение; культура арабов послужила мостом через интеллектуальную пропасть, отделяющую падение Рима от эпохи Возрождения.

В прекрасно иллюстрированной Уранометрии (Uranometria, 1603) немецкого астронома И. Байера (1572в1625), где изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры, звёзды были впервые обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска: α в ярчайшая звезда созвездия, β в вторая по блеску, и т. д. Когда не хватало букв греческого алфавита, Байер использовал латинский. Полное обозначение звезды состояло из упомянутой буквы и латинского названия созвездия. Например, Сириус в ярчайшая звезда в созвездии Большого Пса (Canis Major), поэтому его обозначают как α Canis Majoris, или сокращённо α CMa; Алголь в вторая по яркости звезда в Персее обозначается как β Persei, или β Per. Байер, однако, не всегда следовал введённому им правилу, и в байеровских обозначениях есть большое количество исключений.

Джон Флемстид (1646в1719), первый Королевский астроном 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, в котором они пересекают меридиан. Так, Арктур, он же α Волопаса (α Bootes), обозначен как 16 Bootes.

Некоторые необычные звёзды иногда называют именами астрономов, впервые описавших их уникальные свойства. Например, звезда Барнарда названа в честь американского астронома Э. Барнарда (1857в1923), а звезда Каптейна в в честь нидерландского астронома Я. Каптейна (1851в1922). 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 звёздных каталогах.

Для переменных звёзд используется свой способ обозначения. Такие звёзды обозначают в порядке их обнаружения в каждом созвездии. Первую обозначают буквой R, вторую в S, затем T и т. д. После Z идут обозначения RR, RS, RT и т. д. После ZZ идут AA и т. 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 в переменный), начиная с V335. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.

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 Международным астрономическим союзом^[21]^[22]^[23].

[править] Самые известные звёзды

в„–	Обозначение	Название	Созвездие	Видимая звёздная величина	Расстояние до Земли (св. лет)	Описание
1		Солнце	Зодиакальные созвездия	в26,72	8,32 ± 0,16 св. мин	Центр Солнечной системы, в которую входит Земля
2	α^С Центавра	Проксима Центавра	Центавр	+11,09	4,225	Ближайшая к Солнцу звезда
3	α Большого Пса	Сириус	Большой Пёс	в1,43	8,58	Ярчайшая (после Солнца) звезда из визуально наблюдаемых с Земли
4	α Малой Медведицы	Полярная звезда	Малая Медведица	+1,97	431,4	Важнейшая навигационная звезда, указывающая направление на север
5	η Киля	в	Киль	+6,21	7000в8000	Гипергигант. Одна из самых больших паллетных и ярких звёзд, примерно в 5 млн раз ярче Солнца.
6	α Скорпиона	Антарес	Скорпион	+1,06	604	Одна из самых ярких и крупных звёзд из числа ближайших к Земле. В крупнейшие телескопы видна как диск, а не как точка^[24]
7	HIP 87937	Звезда Барнарда	Змееносец	+9,53	5,963	Звезда, обладающая наивысшей скоростью собственного движения
8	PSR B1919+21	в	Лисичка	?	2283,12	Первый из открытых пульсаров (1967 год)

[править] История исследования звезд

[править] Звёзды в культуре

[править] См. также

[править] Примечания

в‘ К. А. Постнов, «Лекции по Общей Астрофизике для Физиков»
в‘ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
в‘ The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education (December 21 2004). Архивировано из первоисточника 24 августа 2011. Проверено 26 сентября 2007. в Explains the reason for the difference in color perception.
в‘ Звёзды под редакцией В.Г. Сурдина
в‘ ftp://cdsarc.u-strasbg.fr/pub/cats/B/gcvs/vartype.txt
в‘ [astro-ph/0610356] Physical Properties of Wolf-Rayet Stars
в‘ Астронет > Вольфа-Райе звёзды
в‘ T Tauri Stars, Immo Appenzeller and Reinhard Mundt, 1989, Aston.Astrophys.Rev. 1, 291
в‘ An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy David Barrado y Navascues, 2003
в‘ http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0412333v1
в‘ Астронет > Двойные звёзды (физические двойные)
в‘ Астронет > Двойные звёзды и значение их наблюдений в астрономии
в‘ Fred C. Adams and Gregory Laughlin. A dying universe: the long-term fate and evolutionof astrophysical objects (англ.) // Reviews of Modern Physics : рец. науч. журнал. в 1997. в Т. 69. в в„– 2. в С. 337в372. в ISSN 0034-6861. в DOI:10.1103/RevModPhys.69.337 в arΧiv:astro-ph/9701131v1 в С. 5. (англ.).
в‘ Paul A. Crowther, Olivier Schnurr, Raphael Hirschi et al. The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M_вЉ™ stellar mass limit (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : рец. науч. журнал. в 2010. в Т. 408. в в„– 2. в С. 731-751. в ISSN 0035-8711. в DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x в arΧiv:1007.3284.
в‘ Paul Crowther, Olivier Schnurr, Henri Boffin. A 300 Solar Mass Star Uncovered (англ.). ЕЮО (21 July 2010). в Обнаружена звезда массой 300 солнечных (Mon. Not. R. Astron. Soc. (англ.)). Архивировано из первоисточника 4 мая 2012. Проверено 16 марта 2012.
в‘ Вокруг Света | Журнал | Лестница в бесконечность
в‘ Астронет > Расстояния до космических объектов (методы определения)
в‘ Астронет > Массы небесных тел (методы определения)
в‘ Придуман новый способ взвешивать звезды, Lenta.ru (18 октября 2010). Проверено 18 октября 2010.
в‘ How Many Stars are in the Milky Way?
в‘ Наука и жизнь. Шесть соток на Луне и собственная звезда. в„– 1, 2002 год.
в‘ Buying Stars and Star Names в Официальная позиция Международного астрономического союза по поводу покупки звёзд и имён звёзд (англ.)
в‘ Присвоение имён звёздам в Официальная позиция Международного астрономического союза по поводу покупки звёзд и имён звёзд (русский перевод)
в‘ А. Остапенко. Снова на берегах «Молочной реки» // Наука и жизнь. в 2002. в в„– 10. ISSN 0028-1263

[править] Ссылки

[0] в‘ К. А. Постнов, «Лекции по Общей Астрофизике для Физиков»

[m.C3.B6re-1] в‘ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1

[2] в‘ The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education (December 21 2004). Архивировано из первоисточника 24 августа 2011. Проверено 26 сентября 2007. в Explains the reason for the difference in color perception.

[3] в‘ Звёзды под редакцией В.Г. Сурдина

[4] в‘ ftp://cdsarc.u-strasbg.fr/pub/cats/B/gcvs/vartype.txt

[5] в‘ [astro-ph/0610356] Physical Properties of Wolf-Rayet Stars

[6] в‘ Астронет > Вольфа-Райе звёзды

[7] в‘ T Tauri Stars, Immo Appenzeller and Reinhard Mundt, 1989, Aston.Astrophys.Rev. 1, 291

[8] в‘ An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy David Barrado y Navascues, 2003

[9] в‘ http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0412333v1

[10] в‘ Астронет > Двойные звёзды (физические двойные)

[11] в‘ Астронет > Двойные звёзды и значение их наблюдений в астрономии

[12] в‘ Fred C. Adams and Gregory Laughlin. A dying universe: the long-term fate and evolutionof astrophysical objects (англ.) // Reviews of Modern Physics : рец. науч. журнал. в 1997. в Т. 69. в в„– 2. в С. 337в372. в ISSN 0034-6861. в DOI:10.1103/RevModPhys.69.337 в arΧiv:astro-ph/9701131v1 в С. 5. (англ.).

[13] в‘ Paul A. Crowther, Olivier Schnurr, Raphael Hirschi et al. The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M_вЉ™ stellar mass limit (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : рец. науч. журнал. в 2010. в Т. 408. в в„– 2. в С. 731-751. в ISSN 0035-8711. в DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x в arΧiv:1007.3284.

[14] в‘ Paul Crowther, Olivier Schnurr, Henri Boffin. A 300 Solar Mass Star Uncovered (англ.). ЕЮО (21 July 2010). в Обнаружена звезда массой 300 солнечных (Mon. Not. R. Astron. Soc. (англ.)). Архивировано из первоисточника 4 мая 2012. Проверено 16 марта 2012.

[15] в‘ Вокруг Света | Журнал | Лестница в бесконечность

[16] в‘ Астронет > Расстояния до космических объектов (методы определения)

[17] в‘ Астронет > Массы небесных тел (методы определения)

[18] в‘ Придуман новый способ взвешивать звезды, Lenta.ru (18 октября 2010). Проверено 18 октября 2010.

[How_Many_Stars-19] в‘ How Many Stars are in the Milky Way?

[20] в‘ Наука и жизнь. Шесть соток на Луне и собственная звезда. в„– 1, 2002 год.

[IAU-21] в‘ Buying Stars and Star Names в Официальная позиция Международного астрономического союза по поводу покупки звёзд и имён звёзд (англ.)

[IAUrus-22] в‘ Присвоение имён звёздам в Официальная позиция Международного астрономического союза по поводу покупки звёзд и имён звёзд (русский перевод)

[23] в‘ А. Остапенко. Снова на берегах «Молочной реки» // Наука и жизнь. в 2002. в в„– 10. ISSN 0028-1263

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

Звёзды
Эволюция	Формирование · Звёзды до главной последовательности · Главная последовательность · Горизонтальная ветвь · Асимптотическая ветвь гигантов · Полоса нестабильности · Красное сгущение · Планетарная туманность · Протопланетарная туманность · Яркие голубые переменные · Звезда Вольфа в Райе · Псевдосверхновая · Сверхновая звезда · Гиперновая звезда · Диаграмма Герцшпрунга-Рассела · Звёздное население
Протозвёзды	Молекулярное облако · Глобула Бока · Молодые звёздные объекты · Объект Хербига в Аро · Трек Хаяси · Предел Хаяси · Трек Хеньи · Орионовы переменные (звёзды типа T Тельца · фуоры) · Звёзды Хербига (Ae/Be)
Типы звёзд	Субкарлик · Карлики (Красный · Жёлтый · Оранжевый · Голубой) · Субгигант · Гиганты (Красный гигант · Голубой гигант · Яркий гигант) · Сверхгиганты (Красный сверхгигант · Жёлтый сверхгигант · Голубой сверхгигант) · Гипергиганты (Жёлтый гипергигант) · Голубые отставшие звёзды · Оболочечная звезда · Углеродная звезда (Метиновая звезда) · Бариевая звезда · Звезда S типа · Пекулярная звезда · Технециевая звезда · Ртутно-марганцевая звезда · Переменная звезда
Звёздные останки	Белый карлик · Чёрный карлик · Нейтронная звезда (Пульсар: (Радиопульсар · Рентгеновский пульсар) · Магнетар: (Аномальный рентгеновский пульсар · Источник мягких повторяющихся гамма-всплесков) · Великолепная семёрка · Вращающийся радиотранзиент) · Чёрная дыра звёздной массы · Плотная звезда (Экзотическая звезда · Кварковая звезда · Преонная звезда · Q-звезда) · Железная звезда
«Недозвёзды»	Коричневый карлик · Субкоричневый карлик · Планетар
Строение звёзд	Звёздное ядро · Конвективная зона · Лучистая зона · Фотосфера · Хромосфера · Звёздная корона · Звёздный ветер · Пузырь звёздного ветра · Металличность · Звёздное магнитное поле · Астросейсмология · Солнцеподобные осцилляции · Предел Эддингтона
Звёздный нуклеосинтез	s-процесс · r-процесс · p-процесс · rp-процесс · Альфа-процесс · Тройная гелиевая реакция · Протон-протонный цикл · Углерод-азотный цикл · Гелиевая вспышка · Горение углерода · Углеродная детонация · Горение кислорода · Горение неона · Горение кремния
Свойства звёзд	Спектральный класс · Эффективная температура · Звёздная кинематика (Собственное движение · Угловая скорость) · Микротурбулентность · Солнечная масса · Планетная система · Вращение звёзд · Звёздная система (Двойная звезда · Кратная звезда) · Звёздная динамика · UBV-фотометрия · Обозначения звёзд · Звёздная величина (Абсолютная звёздная величина)
Списки звёзд	Список звёздных имён · Список наиболее массивных звёзд · Список наименее массивных звёзд · Список крупнейших звёзд · Список самых ярких звёзд · Список самых мощных звёзд · Список ближайших звёзд · Список коричневых карликов · Хронология звёздной астрономии
Категория:Звёзды

	Звезда в Энциклословаре^?
	Звезда в Энциклотеке^?
	Звезда на Энциклоскладе^?

Звезда

Содержание

[править] Единицы измерения

[править] Виды звезд

[править] Звёзды главной последовательности

[править] Коричневые карлики

[править] Спектральный класс M

[править] Спектральный класс L

[править] Спектральный класс T

[править] Спектральный класс Y

[править] Белые карлики

[править] Красные гиганты

[править] Переменные звёзды

[править] Типа Вольфа в Райе

[править] Типа T Тельца

[править] Новые

[править] Сверхновые

[править] Гиперновые

[править] LBV

[править] ULX

[править] Нейтронные звёзды

[править] Уникальные звезды

[править] Звездные системы

[править] Двойные звёзды

[править] Тесные двойные звёзды (ТДС)

[править] Звездные скопления

[править] Шаровые

[править] Рассеянные

[править] Ассоциации

[править] Галактики

[править] Основные характеристики и процессы

[править] Зависимости

[править] Расстояние

[править] Масса

[править] Химический состав

[править] Структура

[править] Ядерные реакции

[править] Перенос излучения

[править] Процессы гидродинамического равновесия

[править] Процессы в магнитосфере

[править] Звездный ветер

[править] Звездная эволюция

[править] Схема эволюции одиночных звёзд

[править] Образование звезд

[править] Жизнь на главной последовательности

[править] Финальный этап

[править] Чёрные дыры

[править] Нейтронные звёзды

[править] Звёздные каталоги и принципы обозначения звёзд

[править] Самые известные звёзды

[править] История исследования звезд

[править] Звёзды в культуре

[править] См. также

[править] Примечания

[править] Ссылки

Личные инструменты

Пространства имён

Варианты

Просмотры

Действия

Поиск

Навигация

Участие

Печать/экспорт

Инструменты

На других языках