Головна
Українська Радянська Енциклопедія
Енциклопедичний словник-довідник з туризму
Юридична енциклопедія - Шемшученко Ю.С.
 
Головна arrow Українська Радянська Енциклопедія arrow змін-зору arrow ЗОРІ
   

ЗОРІ

зірки — небесні світила, які є джерелом променевої енергії, що створюється в їхніх надрах і випромінюється у космічний простір. 3. складаються з сильно нагрітого іонізованого газу, стиснутого спільним гравітаційним притяганням. При заглибленні в надра 3. тиск, густина і т-ра газу зростають; в центрі 3. т-ра досягає 15—20 мільйонів градусів. Джерелом енергії є: на ранніх стадіях еволюції — тепло, що виділяється при стискуванні; на пізніших — ядерні реакції перетворення легких хім. елементів на важчі (в основному водню на гелій). Осн. спостережувані характеристики 3.— видимий блиск, колір і спектр. З них виводять зоряну величину, світність зорі, т-ру її фотосфери та радіус (табл.). Видимий блиск 3. залежить від віддалі між нею та спостерігачем. Цю віддаль найчастіше знаходять, вимірюючи паралакси 3. Т-ру зовн. шарів 3. визначають за їх кольором: червоні 3. мають 2000—3000° С, жовті — 6000—7000, білі — 12 000, голубі — 25 000° С. Знаючи світність і т-ру, обчислюють радіус 3. Осн. типи 3. за розміром — гіганти і карлики (до останніх належить і Сонце). Детальніша класифікація враховує не тільки розміри, а й світність. Введено класи світності: І — надгіганти, II — яскраві гіганти, III — гіганти, IV — субгіганти, V — карлики (гол. послідовність), VI — субкарлики, VII— білі карлики.

Вид спектра 3. залежить від хім. складу і т-ри зовн. шарів. Введено спектральні класи зір. позначу-вані літерами О, В, А, F, G, К, R, М, N і S (в порядку зниження т-ри фотосфери). Т-ра червоних зір класів М, N і Б майже однакова; хім. склад різний: у спектрах зірок класу М переважають смуги оксиду титану, в S — оксиду цирконію, в R і N — смуги сполук вуглецю. Е. Герцшпрунг і Г. Ресселл вперше побудували діаграму "спектральний клас — світність" (див. Герцшпрунга — Ресселла діаграма), яка має виняткове значення в сучас. астрофізиці (мал.). Ця діаграма одержала тлумачення з погляду теорії еволюції зір.

Вивчаючи обертання подвійних зір навколо спільного центра маси, визначають їхні маси, а знаючи об'єм, обчислюють серед. густину речовини 3. Густина у гігантів — порядку 10-6—10-9 г/см3, у карликів — 1—10 г/см3, у білих карликів — від 25 • 103 до 106 г/см3, а в нейтронних зір (з радіусом бл. 30 км) — 1014 г/см3. Існує багато 3. з різними особливостями. Це різні типи змінних зір — об'єктів, що перебувають у нестаціонарному стані, 3. з потужним випромінюванням у рентгенівському діапазоні, 3. з потужними магн. полями, 3. з великою кількістю металів та ін. (див. також Чорні діри). Неозброєним оком на всій небесній сфері видно бл. 6000 зір; у потужні телескопи видно більш слабкі 3.— їх мільярди. Будову, властивості та походження 3. вивчає астрономія, зокрема астрофізика. Істотний вклад у вивчення фізики 3. внесли рад. вчені: В. А. Амбарцумян, А. А. Бєлопольський, А. Б. Сєверний, Г. А. Шайн, Е. Р. Мустель, П. П. Паренаго, Б. О. Воронцов- Вельямінов, Б. В. Кукаркін та інші. Див. також Галактика, Галактики, Зоряна астрономія, Кратні зорі, Наднові зорі, карту до ст. Зоряне небо.

Літ.: Бронштэн В. А. Гипотезы о звездах и вселенной. М., 1974; Астрономія. К., 1976; Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии. М., 1977; Ефремов Ю. Н. В глубины Вселенной. М., 1977; Каплан С. А. Физика звёзд. М., 1977; Шкловский И. С. Звёзды. Их рождение, жизнь и смерть. М., 1977.

В. П. Цесевич.

Зорі - leksika.com.uaЗорі - leksika.com.ua

 

Схожі за змістом слова та фрази