паверхневы слой зорак, у якім фарміруецца лінейчасты спектр выпрамянення зорак. У атмасферы зорак вылучаюцца 3 слоі: фотасфера — самы глыбокі і тонкі, які дае асн. частку бачнага выпрамянення, над ёй размяшчаюцца больш празрыстыя слаі — храмасфера і працяглая карона. Веды пра зоркі атрыманы пры вывучэнні спектра выпрамянення атмасферы зорак. Характар зоркавага спектра вызначаецца хім. і фіз. ўласцівасцямі атмасферы зорак, іх т-рай, ціскам, шчыльнасцю, хім. саставам і інш. Больш вывучана фотасфера зорак, храмасфера і карона — у Сонца.
рэгулярныя ваганні памераў зорак з прычыны змены ціску і т-ры ў іх нетрах. Абумоўліваюць змену бляску многіх пераменных зорак — цэфеід, мірыд і інш.
Праяўляюцца на позніх этапах эвалюцыі зорак. У нетрах нармальнай зоркі вадарод ператвараецца ў гелій. Калі вадароду становіцца недастаткова для працякання рэакцыі, гравітацыйная сіла нарастае і зорка сціскаецца, у ядры ствараюцца ўмовы для ператварэння гелію ў вуглярод. На гэтай стадыі памеры зоркі павялічваюцца, яна пераходзіць у вобласць чырв.гігантаў. У вонкавых слаях працягваецца ператварэнне вадароду ў гелій. Нейтральны гелій непразрысты для ультрафіялетавага выпрамянення зоркі, якое паглынаецца ім, і газ іанізуецца. Іанізаваны гелій прапускае выпрамяненне, што выходзіць з унутр. слаёў зоркі. Гэта прыводзіць да ахаладжэння і сціскання зоркі, гелій зноў становіцца нейтральным і працэс паўтараецца.
Літ.:
Кокс Дж.П. Теория звездных пульсаций: Пер. с англ.М., 1983.
спісы зорак з указаннем іх экватарыяльных каардынат, уласных скарасцей, зорных велічынь і інш. характарыстык, аднесеных да пачатку якога-небудзь года; аснова для вывучэння будовы і руху ў зорных сістэмах, устанаўлення сістэмы нябесных каардынат. Першы З.к. складзены ў Кітаі каля 355 да н.э. (800 зорак). Найб. распаўсюджаны «Агульны каталог» Боса (1937, 33 342 зоркі).
Адрозніваюць З.к. абсалютныя (атрыманы з абс. вымярэнняў, незалежна ад ранейшых З.к.) і адносныя (атрыманы дыферэнцыяльным метадам: месцазнаходжанне зоркі вызначаюць адносна становішчаў інш.зорак з вызначанымі каардынатамі). Абавязкова прыводзіцца дата назіранняў. На падставе абс. і адносных З.к. складаюцца фундаментальныя каталогі месцазнаходжанняў зорак. Акрамя дакладных каталогаў складаюцца т.зв. агляды неба з прыбліжанымі значэннямі каардынат зорак і іх зорных велічынь. Найб. распаўсюджаныя «Бонскі агляд» (1859—87, 324 188 зорак, 64 карты зорнага неба); Кордаўскі і Кейпскі агляды. Нумарацыяй зорак у З.к. карыстаюцца для іх абазначэння.
залежнасць паміж масамі зорак і іх свяцільнасцямі. Тэарэтычна прадказана А.Эдынгтанам у пач. 20 ст. На аснове законаў нябеснай механікі вызначаны масы некаторых зорак, якія ўваходзяць у склад падвойных зорак. Для іх выяўлена эмпірычная залежнасць паміж масай і баламетрычнай свяцільнасцю: Lbol=M3,9, дзе L — свяцільнасць зоркі, М — яе маса. З формулы вынікае, што ў верхняй частцы галоўнай паслядоўнасці (гл.Герцшпрунга—Рэсела дыяграма) знаходзяцца самыя масіўныя зоркі з масамі, у дзесяткі разоў большымі за сонечную. Выкарыстанне «М.—с.» д. дае магчымасць па вядомай свяцільнасці вызначаць масы адзіночных зорак, для якіх гэта нельга зрабіць з непасрэдных назіранняў.
А.А.Шымбалёў.
«Маса—свяцільнасць» дыяграма для зорак галоўнай паслядоўнасці.
ГЕ́РЦШПРУНГ ((Hertzsprung) Эйнар) (8.10.1873, г. Фрэдэрыксбарг, Данія — 21.10.1967),
дацкі і нідэрландскі астраном. Чл. Нідэрландскай, Дацкай, чл.-кар. Парыжскай АН. Скончыў Капенгагенскі політэхн.ін-т (1898). Праф. астраноміі ў гарадах Гётынген, Патсдам, Лейдэн. У 1935—45 дырэктар абсерваторыі Лейдэнскага ун-та. Навук. працы па эвалюцыі зорак. Увёў раздзяленне зорак на гіганты і карлікі. Пабудаваў залежнасць зорнай велічыні ад спектральнага класа зорак (гл.Герцшпрунга—Рэсела дыяграма). Упершыню выкарыстаў фатаграфію для вывучэння падвойных зорак (1914—19).
Літ.:
Паннекук А. История астрономии: Пер. с англ.М., 1966.
сукупнасці зорак, якія рухаюцца з аднолькавымі прасторавымі скарасцямі. Адрозніваюць вял. і малыя З.п. Супадзенне скарасцей руху паказвае на агульнасць паходжання зорак з дадзенага патоку.
Да малых З.п. адносяць некат. рассеяныя зорныя скопішчы, напр., Гіяды, частка зорак сузор’я Вял. Мядзведзіцы. Зоркі аднаго і таго ж патоку не ўтвараюць значных згушчэнняў, займаюць на небе вял. вобласці і выяўляюцца па агульнасці іх скарасцей. Наяўнасць вял. З.п. — вынік вярчэння Галактыкі і выкліканых ім заканамернасцей руху зорак і адлюстраванне яе спіральнай структуры.
самыя маладыя і вял. рассеяныя зорныя скопішчы. З-за вял. памераў З.а. маюць малое ўзаемнае прыцягненне, якое не можа ўтрымаць зоркі разам, таму ўзрост зорак меншы за час распаду асацыяцыі. Вывучэнне З.а. спрыяла ўзнікненню зорнай касмагоніі.
З.а. адкрыты ў 1947 В.А.Амбарцумянам як актыўныя вобласці ўтварэння зорак. Выяўляюцца спектральнымі метадамі. Складаюцца з надзвычай яркіх маладых зорак спектральнага класа O ці ранніх падкласаў B (O-асацыяцыі). Сукупнасць некалькіх З.а. наз. агрэгатам. Такі агрэгат ёсць у туманнасці Арыёна, мае цёмныя і светлыя туманнасці, зоркі класаў O і B. З.а., якія складаюцца з маладых няправільных пераменных зорак, наз. T-асацыяцыямі; сустракаюцца ў абласцях, дзе многа касм. пылу. Пераменнасць зорак выклікана іх унутранымі ўзбурэннямі, што пацвярджаецца наяўнасцю ў спектрах большасці з іх інтэнсіўнага ультрафіялетавага выпрамянення.
дыяграма залежнасці паміж спектральным класам (т-рай паверхні) і абс. зорнай велічынёй (лагарыфмам свяцільнасці зоркі). Адкрыў Э.Герцшпрунг, даследаваў Г.Н.Рэсел. На дыяграме Герцшпрунга—Рэсела блізкія па фіз. уласцівасцях зоркі займаюць адасобленыя вобласці: галоўную паслядоўнасць зорак (вакол яе размяшчэння большасць вядомых зорак), паслядоўнасці звышгігантаў, яркіх і слабых гігантаў, субкарлікаў і белых карлікаў. Па месцы зоркі на дыяграме Герцшпрунга—Рэсела можна вызначыць яе ўзрост, стадыю эвалюцыі.
Герцшпрунга—Рэсела дыяграма для зорак плоскай складальнай Галактыкі.
зорная сістэма з 2 зорак, звязаных фізічна (фізічныя П.з.) ці размешчаных амаль на адным прамені назірання (аптычныя П.з.). Фіз. П.з. з прычыны ўзаемнага прыцяжэння рухаюцца па эліптычных арбітах вакол агульнага цэнтра мас.
Паводле ўмоў назірання фіз. П.з. падзяляюць на 4 групы. Візуальна-П.з. можна бачыць паасобна простым вокам ці ў тэлескоп, напр. зоркі Міцар і Алькор. Адлегласць паміж кампанентамі можа быць настолькі вялікая, што прыцяжэнне інш.зорак разбурае падвойную сістэму. Спектральна-П.з. выяўляюцца па зменах спектральных ліній (зрушэнне ці раздваенне) у іх спектрах. Зацьменна-П.з. (разнавіднасць спектральна-падвойных) бачныя як пераменныя: перыядычна трапляючы на адну лінію з праменем назірання, яны зацямняюць адна адну. Астраметрычныя П.з. — адна з кампанент вельмі малая і нябачная ў тэлескоп; выяўляецца па анамаліях у руху гал. кампаненты. Існуюць кратныя зорныя сістэмы (складаюцца з некалькіх зорак), напр.Кастар. Прыблізна 70% усіх зорак уваходзяць у склад падвойных ці кратных сістэм. Іх даследаванне мае важнае значэнне для высвятлення прыроды і эвалюцыі зорак.
Літ.:
Бэттен А. Двойные и кратные звезды: Пер. с англ.М., 1976;
Тесные двойные звездные системы и их эволюция. М., 1976.
