Зорі — найпоширеніший тип небесних тіл у Всесвіті. Зір до 6-ї зоряної величини налічується близько 6000, до 11-ї зоряної величини приблизно мільйон, а до 21-ї зоряної величини їх на всьому небі близько 2 млрд.

Усі вони, як і Сонце, є розжареними самосвітними газовими кулями, в надрах яких виділяється колосальна енергія. Однак зорі навіть у найсильніші телескопи видно як світні точки, бо вони знаходяться дуже далеко від нас.

1. Річний паралакс і відстані до зір. Радіус Землі виявляється надто малим, щоб бути базисом для вимірювання паралактично­го зміщення зір і для визначення відстаней до них. Ще в часи Коперника було зрозуміло, що коли Земля справді обертається навколо Сонця, то видимі положення зір на небі повинні зміню­ватися. За півроку Земля переміщується на величину діаметра своєї орбіти. Напрями на зорю з протилежних точок цієї орбіти мають розрізнятися. Інакше кажучи, у зір повинен бути помітний річний паралакс (мал. 72).

Річним паралаксом зорі р називається кут, під яким із зорі можна було б бачити велику піввісь земної орбіти (що дорів­нює 1 а. о.), перпендикулярну до променя зору.

Чим більша відстань І) до зорі, тим менший її паралакс. Паралактичне зміщення положення зорі на небі протягом року відбувається по малому еліпсу або колу, якщо зоря знаходиться в полюсі екліптики (див. мал. 72).

Коперник намагався, але не зміг виявити паралакс зір. Він правильно твердив, що зорі надто далеко від Землі, щоб існуючи­ми тоді приладами можна було помітити  їх паралактичне змі­щення.

Мал. Річні паралакси зір

Надійно виміряти річний па­ралакс зорі Веги вперше вда­лося в 1837 р. російському ака­деміку В. Я. Струве. Майже одночасно з ним в інших краї­нах визначили паралакси ще двох зір, однією з яких була « Центавра. Ця зоря, яку в СРСР не видно, виявилася найближчою до нас, її річний паралакс р = 0,75". Під таким кутом неозброєному оку видно дротинку товщиною 1 мм з від­стані 280 м. Не дивно, що так довго не могли помітити в зір настільки малі кутові зміщення.

Відстань до найближчої зорі а Центавра D = 206265": 0,75" = 270 000 а. о. Світло проходить цю відстань за 4 роки, тоді як від Сонця до Землі воно йде лише 8 хв, а від Місяця — близько 1, с.

'Відстань, яку світло проходить протягом року, називається світловим роком. Цю одиницю використовують для вимірю­вання відстані поряд з п ар с е к о м (пк).

Парсек — відстань, на яку велику піввісь земної орбіти, пер­пендикулярну до променя зору, видно під кутом І".

Відстань у парсеках дорівнює обереній величині річного пара­лакса, вираженого в секундах дуги. Наприклад, відстань до зорі а Центавра дорівнює 0,75" (3/4")> або 4/3 пк.

1 парсек = 3,26 світлового року = 206265 а. о. = 3 • 1013 км.

У наш час вимірювання річного паралакса є основним спосо­бом визначе'ння відстаней до зір. Паралакси виміряно вже для дуже багатьох зір.

Вимірюванням річного паралакса можна надійно визначити відстані до зір, що знаходяться не далі 100 пк, або 300 світлових років.

2. Видима й абсолютна зоряна величина. Світність зір. Після того як астрономи дістали можливість визначати відстані до зір, було встановлено, що зорі відрізняються за видимою яскравістю не тільки через різні L відстані до них, а й через різну світність.

Світністю зорі L називається потужність випромінювання світ­лової енергії порівняно з потужністю випромінювання світла Сонцем.

Якщо дві зорі однакової світності, то зоря, що знаходиться далі від нас, має меншу видиму яскравість. Порівнювати зорі за світністю можна лише в тому разі, якщо розрахувати їхню видиму яскравість (зоряну величину) для однієї і тієї самої стандартної відстані. Такою відстанню в астрономії прийнято вважати 10 пк.

Видима зоряна вецичица, яку мала б зоря, якби знаходилася від нас на стандартні відстан  D0 = 10 пк, дістала назву абсо­лютної зоряної величини М.

Розглянемо кількісне співвідношення видимої й абсолютної зоряних величин зорі при відомій відстані О до неї (або її паралаксі р). Пригадаємо спочатку, що різниця 5 зоряних величин від­повідає відмінності яскравості рівно в  раз. Отже, різниця видимих зоряних величин двох джерел дорівнює одиниці, якщо одне з них яскравіше за друге рівно в ^100 раз (ця величина приблизно дорівнює 2,512). Чим яскравіше джере­ло, тим його видима зоряна величина вважається меншою. У за­гальному випадку відношення видимої яскравості двох будь-яких зір I1 : I2 пов'язане з різницею їх видимих зоряних величин m1, і m1 простим співвідношенням:

І1 : І2 = 2,512

Нехай m — видима зоряна величина зорі, яка знаходиться на відстані D. Якби вона спостерігалася з відстані D0 = 10 пк, її видима зоряна величина m0 за означенням дорівнювала б абсо­лютній зоряній величині М. Тоді її позірна яскравість зміни­лась би.

де р виражено в секундах дуги.

Ці формули дають абсолютну зоряну величину M за відомою видимою зоряною величиною m при реальній відстані до зо­рі D. Наше Сонце з відстані 10 пк мало б вигляд приблизно як зоря 5-ї видимої зоряної величини, тобто для Сонця M¤ » 5

Знаючи абсолютну зоряну величину М будь-якої зорі, можна обчислити її світність L. Узявши світність Сонця L© = 1, за озна­ченням світності можна записати, що

L = 2,5125-M, або L = 0,4 (5 - M)

Величини M i L у різних одиницях виражають потужність випромінювання зоpі.

Вивчення зір показує, що за світністю вони можуть відрізня­йся в десятки мільярдів раз. У зоряних величинах ця різниця досягає 26 одиниць. ,

Абсолютні величини зір дуже високої світності від'ємні й досягають М = - 9. Такі зорі називаються гігантами і надгігантами. Випромінювання зорі 5 Золотої Риби потужніше за випромінювання нашого Сонця в 500000 раз, її світність L = 500000; Найменшу потужність випромінювання мають карлики , М= + 17 (L = 0,000013).

Щоб зрозуміти причини значних відмінностей у світності зір, треба розглянути й інші їхні характеристики, які можна визначити іа основі аналізу випромінювання.

3. Колір, спектри й температура зір. Під час спостережень ви звернули увагу на те, що зорі мають різний колір, добре помітний / найяскравіших з них. Колір тіла, яке нагрівається, у тому числі й зорі, залежить від його температури. Це дає можливість визна­чити температуру зір розподілом енергії в їх неперервному спектрі.

Колір і спектр зір пов'язані з їхньою температурою. У порів­няно холодних зір переважає випромінювання в червоній ділянці спектра, тому вони й мають червонуватий колір. Температура чер­воних зір низька. Вона підвищується послідовно з переходом від червоних зір до оранжевих, потім до жовтих, жовтуватих, білих і голубуватих. Спектри зір дуже різноманітні. Вони поділені на класи, які позначають латинськими буквами й цифрами (див. задній форзац). У спектрах холодних червоних зір класу М з температурою близько 3000 К видно смуги поглинання найпро­стіших двохатомних молекул, найчастіше оксиду титану. У спект­рах інших червоних зір переважають оксиди вуглецю або цирко­нію. Червоні зорі першої величини класу М — Антарес, Бетельгейзе.

У спектрах жовтих зір класу О, до яких належить і Сонце (з температурою 6000 К на поверхні),, переважають тонкі лінії металів: заліза, кальцію, натрію та ін. Зорею типу Сонця за спект­ром, кольором і температурою є яскрава Капелла в сузір'ї Віз­ничого.

У спектрах білих зір класу А, таких, як Сіріус, Вега, Денеб, найсильніші лінії водню. Є багато слабких ліній іонізованих металів. Температура таких зір близько 10 000 К.

У спектрах найгарячіших, голубуватих зір з температурою близько 30000 К видно лінії нейтрального та іонізованого гелію.

Температури більшості зір перебувають у межах від 3000 до 30000 К. У небагатьох зір температура досягає близько 100000 К.

Таким чином, спектри зір дуже відрізняються один від одно­го і за ними можна визначити хімічний склад атмосфер зір. Вив­чення спектрів показало, що в атмосферах усіх зір переважають водень і гелій.

Відмінності зоряних спектрів пояснюються не стільки різнома­нітністю їхнього хімічного складу, скільки відмінністю температури та інших фізичних умов у зоряних атмосферах. При високій температурі молекули розпадаються на атоми. При ще вищій температурі руйнуються менш міцні атоми, вони перетворюються в іони, втрачаючи електрони. Іонізовані атоми багатьох хімічних елементів, як і нейтральні атоми, випромінюють і поглинають енер­гію певних довжин хвиль. Порівнянням інтенсивності ліній погли­нання атомів та іонів одного й того самого хімічного елемента теоретично визначають їх відносну кількість. Вона є функцією температури. Так, за темними лініями спектрів зір можна визна­чити температуру їхніх атмосфер.

У зір однакових температури і кольору, але різної світності спектри загалом однакові, проте можна помітити відмінності у відносних інтенсивностях деяких ліній. Це відбувається тому, що при однаковій температурі тиск у їхніх атмосферах різний. Наприклад, в атмосферах зір-гігантів тиск менший, вони більш розріджені. Якщо виразити цю залежність графічно, то за інтен­сивністю ліній можна знайти абсолютну величину зорі, а далі за формулою (4) визначити відстань до неї.

Приклад  розв'язування   задачі

Задача. Яка світність зорі x Скорпіона, якщо її видима зоряна величина 3, а від­стань до неї 7500 св. років?

Дано:                                                Розв’язання

т = 3                                 lgL =0,4 (5 - M).

D = 7500 св. років             M = m + 5 – 5 lgD, де D вираження в парсеках

                                         Dпк = 7500 св. років: 3,26 си. років = 2300 пк.

L – ?

Тоді М = 3 + 5 – 5 lg 2,3 x 103 = - 8,8.

lgL = 0,4 [5 – (-8,8)] = 5,52.

Звідси L = 3,3 x 105.