Жұлдыз — меншікті гравитация күштерімен және ішкі қысымымен тепе-теңдік жағдайында, жер қойнауында термоядролық синтез реакциялары пайда болатын (немесе бұрын болған) жаппай газ шары. Жерге жақын жұлдыз-G спектралды классының типтік өкілі.

Жұлдыздар гравитациялық қысу нәтижесінде газ-шаң ортасынан (негізінен сутегіден және гелийден) қалыптасады. Жұлдыздардың жер қойнауындағы заттың температурасы кельвиндердің миллиондарымен, ал олардың бетінде — мың кельвиндермен өлшенеді. Көптеген жұлдыздардың энергиясы ішкі облыстарда жоғары температураларда болатын гелийге сутегі айналуының термоядролық реакцияларының нәтижесінде бөлінеді. Жұлдыздар жиі әлемнің басты денелері деп аталады, өйткені оларда табиғатта жарқырайтын заттың негізгі массасы бар. Бір қызығы, жұлдыздар бар теріс жылусиымдылық[2].

Күнге жақын жұлдыз-Центавр Проксимі. Ол Күн жүйесінің ортасынан 4,2 жарық жылы (4,2 св.жыл = 39 Пм = 39 трлн км = 3,9 × 1013 км) орналасқан (сондай-ақ жақын жұлдыздардың тізімін қараңыз).

Аспанда 6000 жұлдыз, әр жарты шарда 3000 жұлдыз көрінеді. Жер бетінен көрінетін жұлдыздардың барлығы (ең қуатты телескоптарды қоса алғанда) галактиканың жергілікті тобында[3] орналасқан.Ең жұлдызды сипаттамалар, әдетте, СИ-да көрінеді, бірақ сондай-ақ СГС де қолданылады (мысалы, Жарық секундына эргах түрінде көрінеді). Масса, жарық және радиус әдетте біздің күнімізге қатысты беріледі:

күн салмағы: {\displaystyle M_{\bigodot }=1.9891\times 10^{30}} M_{\bigodot }=1.9891\times 10^{30} кг
күн сәулесі: {\displaystyle L_{\bigodot }=3.827\times 10^{26}} L_{\bigodot }=3.827\times 10^{26} Вт
күн радиусы: {\displaystyle R_ {\bigodot }=6.960\times 10^{8}} R_{\bigodot }=6.960\times 10^{8} м
Жұлдыздарға дейінгі қашықтықты белгілеу үшін жарық жылы және парсек сияқты бірліктер қабылданған.

Үлкен жұлдыздардың радиусы немесе қос жұлдыздардың үлкен жарты осьы сияқты үлкен қашықтықтар астрономиялық бірлікті (а.e.), жер мен Күн арасындағы орташа қашықтыққа тең (шамамен 150 млн км).

Жұлдыз түрлері

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Жұлдыздардың жіктелуі олардың спектрлерін ала бастағаннан кейін бірден құрыла бастады. Бірінші жақындағанда жұлдыз спектрін қара дененің спектрі ретінде сипаттауға болады, бірақ оған сіңіру немесе сәулелену желілері салынған. Осы сызықтардың құрамы мен күші бойынша Жұлдызға белгілі бір класс берілді. Сонымен, қазір де, алайда, жұлдыздардың қазіргі бөлінуі әлдеқайда күрделі: қосымша абсолюттік жұлдызды шаманы, жылтырлығы мен өлшемдердің өзгерісінің болуын немесе болмауын қамтиды, ал негізгі спектрлік сыныптар ішкі сыныптарға бөлінеді.

XX ғасырдың басында Герцшпрунг пен Рассел “абсолюттік жұлдызды шама” — “спектралды класс” диаграммасына әр түрлі жұлдыздар салды және олардың көп бөлігі тар қисық бойымен топтастырылған. Кейінірек бұл диаграмма (Қазіргі Герцшпрунга — Рассел диаграммасы) жұлдыз ішінде болып жатқан процестерді түсіну мен зерттеудің кілті болды.

Енді жұлдыздардың ішкі құрылысының теориясы және олардың эволюциясының теориясы болған кезде жұлдыздардың кластарының болуын түсіндіру мүмкін болды. Жұлдыздардың барлық алуан түрлілігі-бұл жұлдыздардың сандық сипаттамаларының (массасы және химиялық құрамы сияқты) және қазіргі уақытта жұлдыз орналасқан эволюциялық кезеңнің бейнеленуінен артық емес.

Каталогтар мен хатта жұлдыздардың класы бір сөзге жазылады, бұл ретте алдымен негізгі спектралды кластың әріптік белгісі жүреді (егер сынып дәл анықталмаса, әріптік диапазон жазылады, мысалы, O-B), одан кейін араб цифрларымен спектралды кіші класс нақтыланады, содан кейін рим цифрларымен Жарық класы жүреді (Герцшпрунга — Рассел диаграммасындағы аймақ нөмірі), одан кейін қосымша ақпарат жүреді. Мысалы, күн G2V сыныбы бар.

Басты тізбекті жұлдыздар
Қазақстан Республикасы сондай-ақ: негізгі реттілігі
Жұлдыздардың ең көп санын басты тізбектегі жұлдыздар құрайды, жұлдыздардың осындай түріне біздің күніміз де жатады. Эволюциялық тұрғыдан алғанда, басты реттілік — бұл Герцшпрунг-Рассел диаграммасының орны, онда жұлдыз өз өмірінің көп бөлігін алады. Осы уақытта сәулеленуге энергияны жоғалту ядролық реакциялар барысында бөлінетін энергия есебінен өтеледі. Басты ретпен өмір сүру уақыты гелийден (металдылықпен) ауыр элементтердің массасымен және үлесімен анықталады.

Жұлдыздардың қазіргі заманғы (Гарвард) спектралды классификациясы, 1890-1924 жылдардағы Гарвард обсерваториясында жасалған.Қоңыр карликтер-бұл ядролық реакциялар ешқашан сәулелену энергия шығынын өтей алмаған жұлдыздардың түрі. Ұзақ уақыт бойы қоңыр карликтер гипотетикалық нысандар болды. Олардың бар болуы XX ғасырдың ортасында болжалды, жұлдыздарды қалыптастыру кезінде болатын процестер туралы түсініктерге негізделе отырып. Алайда, 1995 жылы алғаш рет қоңыр карлик табылды. Бүгінгі күні мұндай үлгідегі көптеген жұлдыздар ашық. Олардың спектрлік класы М-T. Теорияда тағы бір класс бөлінеді — y (2011 жылы оның болуы 300-500 К температурасымен бірнеше жұлдыздардың ашылуымен расталды: WISE J014807.25-720258.8, WISE J041022.71+150248.5, WISE J140518.40+553421.5, WISE J154151.65-225025.2, WISE J173835.52+273258.9, WISE J1828+2650 және WISE J205628.90+145953.3).

Ақ карликтер
Негізгі мақала: ақ карлик
Көп ұзамай гелий жарқылынан кейін көміртегі мен оттегі” жанады”; осы оқиғалардың әрқайсысы жұлдыздың қатты қайта құрылуын және Герцшпрунга — Рассел диаграммасында оның тез жылжуын тудырады. Жұлдыз атмосферасының көлемі одан әрі артады және ол жұлдызды желдің ұшатын ағындары түрінде газды қарқынды жоғалтады. Жұлдыздың орталық бөлігінің тағдыры оның бастапқы массасына толық байланысты: жұлдыз ядросы өзінің эволюциясын ақ карлик (аз массивті жұлдыздар) ретінде аяқтауы мүмкін, егер оның эволюцияның кейінгі сатыларындағы массасы Чандрасекардың шегінен асып кетсе — нейтронды жұлдыз (пульсар) ретінде, Егер массасы Оппенгеймер — Волков шегінен асып кетсе — қара тесік ретінде. Соңғы екі жағдайда жұлдыздардың эволюциясын аяқтау аса қауіпті оқиғалар — жарқылдармен бірге жүреді.

Жұлдыздардың басым көпшілігі, және күн оның ішінде, пайда болған электрондардың қысымы гравитация теңестірілгенше қысып эволюцияны аяқтайды. Бұл жағдайда жұлдыздың өлшемі жүз есе азаяды, ал тығыздығы су тығыздығынан миллион есе жоғары болады, Жұлдыз АҚ карлик деп аталады. Ол энергия көздерінен айырылған және біртіндеп суытып, қараңғы және көрінбейтін болады.

Қызыл алыптар
Негізгі мақала: Қызыл гигант
Қызыл алыптар мен сверхиганттар-бұл өте төмен тиімді температура (3000-5000 К), бірақ үлкен жарық. Мұндай объектілердің типтік абсолютті жұлдызды шамасы −3m—0m(I және III Жарық класы). Олардың спектріне молекулалық сіңіру жолақтарының болуы тән, ал ең көп сәулелену инфрақызыл диапазонға келеді.

Жұлдыздар айнымалылар
Негізгі мақала: айнымалы жұлдыз
Айнымалы жұлдыз-бұл барлық бақылау тарихында бір рет жарқыраған жұлдыз. Өзгерудің себептері көп және олар тек ішкі процестермен ғана емес, байланысты болуы мүмкін: егер жұлдыз қосарланған және көру сәулесі көз өрісіне қарай шағын бұрышта тұрса немесе тұрса, онда жұлдыз дискісінен өтіп, бір жұлдыз оның тұтасуы болады; сондай-ақ жұлдыздан Жарық күшті гравитациялық өріс арқылы өтетін болса, жарқыл өзгеруі мүмкін. Алайда, көп жағдайда айнымалы тұрақсыз ішкі процестерге байланысты. Айнымалы жұлдыздардың жалпы каталогының соңғы нұсқасы]:

Эруптивті өзгермелі жұлдыздар-бұл олардың хромосферлері мен тәж-лерінде қарқынды процестер мен жарқылдарға байланысты өз жарқылын өзгертетін жұлдыздар. Жарықтың өзгеруі әдетте қабықшадағы өзгерістер немесе ауыспалы қарқындылықты жұлдызды жел түрінде массаның жоғалуы және/немесе жұлдызаралық ортамен өзара әрекеттесуі салдарынан болады.
Жұлдыздардың пульсациялаушы айнымалылары-бұл периодтық кеңею мен үстіңгі қабаттардың қысылуын көрсететін Жұлдыздар. Пульсация радиалды және радиалды емес болуы мүмкін. Жұлдыздың радиальды пульсациялары оның сфералық пішінін қалдырады, ал радиальды пульсациялар жұлдыз пішінінің сфералық ауытқуын туындатпайды, ал жұлдыздың көршілес аймақтары қарама-қарсы фазаларда болуы мүмкін.
Айналмалы өзгермелі жұлдыздар-бұл үстіңгі беті бойынша жарықтықтың таралуы біркелкі емес және/немесе олардың жабыспайтын пішіні бар жұлдыздар, соның салдарынан жұлдыздардың айналуы кезінде бақылаушы олардың өзгеруін тіркейтін жұлдыздар. Беттің жарықтығының біртектілігі, осьтері жұлдыздың айналу осіне сәйкес келмейтін магнит өрістерінен туындаған дақтардың немесе температуралық немесе химиялық біртекті еместіктердің болуымен туындауы мүмкін.
Катаклизмикалық (жару және жаңа ұқсас) айнымалы жұлдыздар. Бұл жұлдыздардың өзгерулері жарылыстардан туындаған, олардың себебі олардың үстіңгі қабаттарында (жаңа) немесе олардың жер қойнауында терең (аса) жарылыс процестері болып табылады.
Затменно-қос жүйе
Қатты рентген сәулесі бар оптикалық айнымалылар қос жүйе
Айнымалылардың жаңа түрлері-каталогты басып шығару процесінде ашылған және сол себепті басып шығарылған сыныптарға түспеген айнымалылардың түрлері.
Вольф-Райе Түрі
Негізгі мақала: Вольф — Райе жұлдызы
Вольф — Райе жұлдыздары — жұлдыздардың класы, оларға өте жоғары температура мен жарықтық тән; Вольф — Райе жұлдыздары басқа ыстық жұлдыздардан спектрде сутегінің, гелийдің, сондай — ақ оттегінің, көміртегінің, азоттың түрлі иондалу дәрежелерінде (NIII — NV, CIII — CIV, OIII-OV) сәулеленуінің кең жолақтарының болуымен ерекшеленеді. Бұл жолақтардың ені 100 Å жетеді, ал ондағы сәуле континуумдағы сәуледен 10-20 есе артық болуы мүмкін. Мұндай жұлдыздар өз класына ие-W[8]. Алайда, ішкі сыныптар негізгі тізбектегі жұлдыздар сияқты емес:

WN-спектрлерінде Niii — V және HeI-II сызықтары бар Вольфтың Кіші сыныбы.