Зоря — самосвітний космічний об'єкт, у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувалися) термоядерні реакції з виділенням енергії.

Зоря — це гравітаційно пов'язана просторово відокремлена непрозора для випромінювання маса речовини, в якій у значних масштабах відбуваються, відбувалися або будуть відбуватися термоядерні реакції перетворення водню на гелій.

Основними характеристиками зір є: видима зоряна величина, абсолютна зоряна величина, світність зорі, колір та температура, розміри зір, маса зорі.

Зорі відрізняються між собою кольором, блиском. А дослідження за допомогою телескопів показують, що двох однакових зір не буває. Ефективні температури лежать у межах від 3000 К до 50 000 К, маси різняться в сотні разів, а радіуси — в мільярди разів.

Видима зоряна величина m визначає кількість світла, що попадає від зорі у наші очі. Найтьмяніші зорі, які ще можна побачити неозброєним оком, мають m_min=+6^m.

Найяскравіші зорі ще в давнину назвали зорями першої зоряної величини.

Той факт, що одні зорі мають більший, а інші — менший блиск, не дає справжньої інформації про зорю. Дуже яскрава зоря може мати велику світність, але перебувати дуже далеко, а тому мати дуже велику зоряну величину. Для визначення справжнього блиску зорі вводять поняття абсолютної зоряної величини.

Абсолютна зоряна величина M — це видима зоряна величина, яку мала б зоря, якби перебувала на стандартній відстані в 10 пк або 32,6 світлового року. Зв'язок між абсолютною зоряною величиною M, видимою зоряною величиною m і відстанню до зорі R (у парсеках) : M=m+5-5\lg R.

Задача. У галактиці з червоним зміщенням ліній у спектрі, яке відповідає швидкості 6000 км/с, спалахнула наднова зоря. Її яскравість у максимумі відповідає 19-й видимій зоряній величині. Знайдіть абсолютну зоряну величину цієї зорі.

Світність зорі (L) часто виражається в одиницях світності Сонця (дорівнює 4 1033 ерг/с). Світність деяких зір перевищує світність Сонця в сотні тисяч разів. Характеристикою світності є так звана абсолютна величина зорі. Видима зоряна величина залежить від її світності й кольору, а також від відстані до неї. Абсолютною називатиметься величина віднесеної на умовну стандартну відстань до 10 пс якої-небудь зорі.

Зорі високої світності мають негативні абсолютні величини, наприклад, -7, -5. На відміну від зір високої світності, зорі низької світності характеризуються великими позитивними значеннями абсолютних величин, наприклад, +12 і т. ін.

Уже давно спектри більшості зір розрізняються за класами, що позначаються літерами О, В, А, Е, G, К, М - від найгарячіших до найхолодніших, тобто гарячі зорі, що мають блакитний колір, належать до спектральних класів О і В, жовті зорі, подібні до нашого Сонця (G2), належать до спектральних класів від А до G, а холодні червоні зорі - до спектральних класів К і М.

Для ще точнішої класифікації зоряних спектрів у межах кожного класу розробили 10 підкласів, і система класифікації стала настільки точною, що дозволяє визначити спектр із точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами В і А позначається як ВО, В1, В2... В9, АО і так далі. Отже, якщо кажуть, що зоря має спектр В8, це означає, що він ближчий до спектра А1, ніж, наприклад, до спектра В1.

Однією з найважливіших характеристик, що визначають фізичний стан небесних світил, є їх температура. Як і інші параметри, температура світил визначається по їх випромінюванню за допомогою тих чи інших теоретичних припущень. Зокрема, вважається, що джерело світла перебуває в стані термодинамічної рівноваги.

Так як останнє не завжди має місце в атмосферах зір, то визначення температури світил різними методами можуть значно відрізнятися один від одного. Ефективна температура зорі являє собою температуру абсолютно чорного тіла, розміри якого дорівнюють розмірам зорі і повне випромінювання якого дорівнює повного випромінювання зорі.

Сонце має поверхневу температуру в 6000 К і температуру надр 13 000 000 К. Температура зорі, певна для різних ділянок її спектра, може бути при цьому різною.

Показник кольору зір. Температура зір визначає їх колір. Зорі з найбільшою температури поверхні (близько 30 000 К) мають блакитно-біле забарвлення. Зорі, поверхнева температура яких близько 3000 К, мають червоне забарвлення.

Сонце з температурою 6000 К на поверхні має жовтим забарвленням. Зорі проміжної поверхневої температури мають забарвлення біле, жовтувато-біле і жовтувато-червоне.

При цьому деякі із зір будуть здаватися нам блакитно-білими (Сиріус, Вега), інші зорі жовтими (Капела, Спіка) і, нарешті, деякі зорі червоними (Антарес, Альдебаран). Як запобіжне забарвлення зорі прийнято наступне: визначається блиск зорі, сфотографований через синій фільтр, і її ж блиск — через жовтий фільтр.

Різниця цих значень називається показником кольору зорі і приймається за міру кольору зорі. Можна дати інше визначення кольору зорі: показником кольору називають різницю між фотографічної величиною зорі і її візуальною величиною. Останнє визначення базується на тому, що фотографічна пластинка найбільш чутлива до блакитних променів, а очі — до жовто-зелених.

Фотографічна й візуальна величини білих зір типу Сіріуса однакові. Блакитні зорі фотографічно будуть більш яскравими, ніж візуально. Тому різниця фотографічної і візуальної величини таких зір буде негативною. Жовті і червоні зорі фотографічно будуть менш яскраві, ніж візуально. Тому різниця фотографічної і візуальної величини таких зір буде позитивною.

Річний паралакс можна вимірювати тільки протягом кількох місяців, поки Земля, а разом із нею і телескоп, рухаючись навколо Сонця, не перемістяться у космічному просторі. Річні паралакси зір астрономи намагалися визначати ще за часів М. Коперника, що могло стати беззаперечним доказом обертання Землі навколо Сонця та утвердженням геліоцентричної системи світу (рис. 1.3). Але тільки 1837 р. В. Струве в Пулковській астрономічній обсерваторії (Росія) визначив річний паралакс зорі Вега (а Ліри). Найбільший паралакс має найближча до нас зоря Проксима Кентавра — р = 0,76", але її в Європі не видно. З яскравих зір, які можна бачити в Україні, найближче до нас перебуває зоря Сіріус (а Великого Пса), річний паралакс якої р = 0,376".

Відстань до зір вимірюють у світлових роках, але в астрономії ще використовують одиницю парсек (пк) — відстань, для якої річний паралакс р = 1" (парсек — скорочення від паралакс-секунда).

Ефективна температура зорі визначається із закону Стефана — Больцмана, де q — енергія, випромінювана одиницею поверхні зорі за одиницю часу; σ — постійна Стефана-Больцмана; Т — абсолютна температура поверхні зорі.

Потужність, випромінювана зорею радіуса R, визначається загальною площею її поверхні, тобто ε=4πR²∙ q= 4πR²∙ σ∙ T⁴. З іншого боку для Сонця εž₌4πRž²∙ σ∙ Тž⁴. Звідси маємо: R/Rž=(L)^0,5Tž^2/T², де L=ε/ εž, світність зорі в одиницях світності Сонця.

Зорі, за рідкісним винятком, спостерігаються як точкові джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміри дуже малі. Навіть у найбільші телескопи не можна побачити «справжній» диск зорі.

Методи визначення розмірів зір:

• за спостереженнями затемнення Місяцем зорі можна визначити кутовий розмір, а, знаючи відстань до зорі, можна визначити її справжні, лінійні розміри;

• безпосередньо розміри зорі можна виміряти на спеціальному приладі — оптичному інтерферометрі;

• розміри зорі можна розрахувати теоретично, виходячи з оцінок повної світності й температури за законом Стефана-Больцмана.

Маса — найважливіша характеристика кожної зорі, від якої залежать усі інші її параметри: світність, радіус, ефективна температура та інше. Однак, для деяких зір світність практично нічого не говорить про їхню масу. Так зоря-гігант зовсім не обов'язково має бути масивнішою за нормальну зорю-карлика.

Визначення зоряних мас є складною задачею. Визначені маси зір лежать у межах від 0,1 _☉ до 50 М_☉. Тобто, навіть найменші за масою зорі значно масивніші будь-якої планети Сонячної системи. Припускається, що мають існувати зорі з масою більше 100 М_☉. У більшості вивчених зір маси лежать у межах від 0,3 М_☉до 3 М_☉.

Масу можна оцінити для зір, що входять у подвійні зоряні системи, якщо відомі велика піввісь орбіти а і період обертання T. У цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера.