Жұлдыз

жұлдызы]]‎ ы]] Жұлдыз, кейде тұрақты жұлдыз, ( немесе astrum; астрономиядағы белгісі: ✱) — массасы ерекше ауыр, өзегіндегі термоядролық реакция арқылы айналасына тұрақты жарық шығаратын, плазмалық газ және плазма күйдегі аспан денесі. Жұлдыздарды арнаулы түрде Жұлдыз астрономиясы ғылымы зерттейді. Әдетте қазақ тілінде жұлдыз сөзі көптеген мағынада қолданылады: барлық аспан денелерін (Күн, Ай, Марс, Шолпан, құйрықты жұлдыздар т.б.) жай тілмен жұлдыз деп бірдей атай береді. Дегенмен, ғылыми арнаулы мағынада жұлдыз тек Күн секілді, сүмбіле, темірқазық, жетіқарақшы, үркер секілді, қос жұлдыз, жұлдыздар шоғыры (мысалы, Күнде 4 атом сутегі 1 атом гелийге айналудан біз тұтынатын жылу мен жарық қалыптасады). Жұлдыздың ішіндегі артық энергия радиацияланып сыртқа шығып кетеді. Жұлдыз ішкі гравитация әсерінде өз салмағының жеміріп жібермеуіне (өз өзегіне бірақ құйылып, шөгіп кетпеуге де, айналасына шашырап тозып кетпеуге де) қол жеткізеді. Жұлдыздың өзегіндегі сутегі отыны таусылса салмағы күн салмағының 0,5 есесінен кем болмаса, онда ол өсіп Алып қызыл жұлдызға айналады. Кейбір жағдайда оның өзегінде тіпті де ауыр атомдар отынға айналып қайта жана бастауы мүмкін. Мұндай жұлдыздар ақыры ықшамдалып, ғарыштағы материялық денеге айналады, басқаларға қосылады, немесе жаңа элементтер пайда болу сатысына өтеді. Жұлдыздар ғарышқа біркелкі шашылған емес. Олардың көбі тартылыс күш әсерінде ұйысып екіден көп қос жұлдыздарға біріксе, тіпті неше миллиард жұлдыздар топтасып алып жұлдыздар шоғырыдарға айналады. Екі жұлдыздың орбитасы оларды жақындатқанда олардағы өзгеріс тездейді. Мысалы, Ақ ергежейлі жұлдыз өзінің серік жұлдызына жақындағанда оның газдарын өзіне сіміріп, жаңа жұлдыз болып жарқырайды. Жұлдыздар әлемі өте әр алуан. Кейбір жұлдыздар Күннен мың есе үлкен (көлемі бойынша) әрі жарығырақ болып келсе (алып жұлдыздар), ал кейбіреуінің мөлшері мен шығаратын жарығының энергиясы Күннен әлдеқайда аз болып (ергежейлі жұлдыздар) келеді. Жұлдыздардың жарқырауы да түрліше болады. Алтын Балық шоқжұлдызының S жұлдызы Күннен 400 мың есе артық жарқырайды. Күн өзінің барлық белгілері жағынан қатардағы жұлдыз болып саналады. Көптеген жұлдыздарды күн секілді ғаламшарлық жүйеден тұрады деп санауға толық негіз бар. Жұлдыздар өте алыс қашықтықта орналасқандықтан, олардың серіктері ең күшті телескоппен де көрінбейді. Оларды анықтау үшін зерттеудің нәзік әдістер қолданып, бірнеше ондаған жылдар бойы ұқыпты бақылау мен күрделі есептеулер жүргізу қажет. Жұлдыз спектріне талдау жасау арқылы да жұлдыздың ғаламшар серігі бар-жоғы анықталады. Этимологиясы Қазақ тіліндегі жұлдыз сөзі прото-түркі *yulduŕ сөзінен шыққан. Әзірбайжанша ulduz, шағатайша , долғанша һулус, ғағауызша yıldız, қарашай-балқарша жулдуз, башқұртша йондоҙ, хакасша чылтыс, құмықша юлдуз, қырғызша жылдыз, ноғайша юлдыз, шорша чылтыс, татарша йолдыз, түрікменше ýyldyz, тываша сылдыс, ұйғырша , өзбекше yulduz, сахаша сулус және басқа түркі жұлдыз атауларының когнаты болып табылады. Латын тіліндегі stella сөзі прото-италикше *stērolā сөзінен шыққан, ал astrum ежелгі грек тіліндегі сөзінен алынған. мен stella бір прото-үнді-еуропа *h₂stḗr сөзінен шыққан, демек екеуі де туыс сөз. Күзету-өлшеу тарихы Адамзаттың жұлдыздарды күзетіп тұрмысқа пайдалану, діни рәсімдерді орындау тарихы арыдан бастау алады. Ежелгі мысырлықтар осында 5-6 мың жыл бұрын Сүмбіле жұлдызының шығыс көкжиектен көтерілуін негіз етіп, Ніл өзенінің тасуын мөлшерлеген және бір жылдың 365,25 күн болатынын дәл анықтаған. Қытайдың Шан патшалығы осыдан 4 мың жыл бұрын аспанды бақылайтын арнайы орда мансаптыларын тағайындап, егіс жұмыстарын уағында жүргізуге қол жеткізген. ]] Тұрақты жұлдыздар діни рәсімдер үшін де айырықша маңызға ие болды. Көптеген ежелгі ғалымдар ерте заманның өзінде-ақ адамдар жұлдызды аспанды шоқжұлдыздарға бөлген. Ежелгі заман астрономы Птолемейдің тіркеуі бойынша бүкіл аспанда 48 шоқжұлдыз болса, қазіргі кезде 88 шоқжұлдыз бар делінеді. Бұл шоқжұлдыздар күнтізбе жасауға тікелей ықпал етті. Қазіргі жер шарында ең кең қолданылатын, дәлдігі жоғары григориан күнтізбесі жерге ең жақын тұрақты жұлдыз — күнді негіз етіп жасалған. Көп уақытқа дейін жұлдыздар орнынан қозғалмайды, еш өзгермейді, мәңгі солай бола береді, аспан шарына мәңгілік байланған деп есептеді. Сондықтан жұлдыздарды тұрақты жұлдыз деп атаған. Әсіресе Аристотельдің (б.з.б. IV ғасыр) идеясының ықпалында көптеген ғасырлар бойы жұлдызды аспан мәңгілік және өзгермейтін хрусталь сфера тәрізді, оның сыртында құдайлар өмір сүреді деп жорамалдауы негізгі ғарыш түсінігі болды. ]] Ең ежелгі дәлдігі жоғары, уақыты көрсетілген жұлдыз картасы б.з.д. 1534 ж. ежелгі Мысырда жасалды. Мұсылман астрономдары анықтаған көптеген жұлдыз атаулары бүгінге дейін қолданылуда. Олар және көптеген жұлдыз өлшеу аспаптарын жасады. ХІ ғасырда Әбу Райхан әл-Бируни құс жолын көптеген жұлдыздар мен тұмандықтардан құралған деп есептеп, 1019 жылғы айдың тұтылуы кезінде біраз жұлдыздың ендік бұрышын өлшеді. Осыдан 3 мың жыл бұрын Қытайдың Чжоугун деген қаласында бірінші астрономиялық обсерватория салынған. Ол өте қарапайым, онда телескоп болған жоқ. Жұлдыздарды қарапайым көзбен бақылаған. Қытайдың б.з.д. V ғасырдағы ғалымдары жұлдыздардың ауадан (газдан) құралатынын жазып қалдырған екен. Самарқан қаласындағы зерттеуші ғалымдар орта ғасырда мыңдаған жұлдыздың орнын дәл анықтаған. Ұлықбектің кейін бір ғасырдан соң өмірге келген дат ғалымы Тихо Браге де обсерватория салып, жұлдыздар әлеміне бақылау жасаған. ]] 16-ғасырдың соңында Джордано Бруно «Жұлдыздар да Күн сияқты аспан денелері, олардың арасында ай секілді, жер секілділері де бар, және олар да бірін бірі айналып жүреді» деген пікір айтты. Жұлдыздарды алыстағы күн дейтін көзқарасты ежелгі грек ойшылдарынан шексіздік туралы айтқан Анаксимандр мен атом теориясының негізін қалаушы Демокрит, Рим философы Эпикур айтып өткен болатын. Теолог Ричард Бентли «Егер олар күн секілді жұлдыз болса, неге күн жүйесіне гравитация (тартылыс күш) түсірмейді?» - деп сұрақ қойған екен, оған бүкіл әлемдік тартылыс заңын ашқан Ньютон «Әрбір тараптағы жұлдыздар тудырған тартылыс күші бір-бірін жойып, жоққа шығарады» - деп жауап берген екен. ]] 1596 жылы алғаш рет айнымалы жұлдыз (неміс астрономы Йоханнес Фабрициус), ал 1650 жылы алғаш рет қос айнымалы жұлдыз (италиялық ғалым Джованни Риччоли) анықталды. Дания ғалымы Тихо Браге аспаннан бір жаңа (бұрын болмаған) тұрақты жұлдызды байқап, аспан ежелден осылай емес деген пікірге келген екен. Кейін ол жаңа жұлдыз ғаламатжұлдыз екені анықталды да, «Тихо ғаламатжұлдызы» деп аталады. Италия ғалымы Джеминиано Монтанари 1667 жылы Алгольдағы жарық өзгерісін тіркеген. Эдмонд Галлей ежелгі грек Птолемей заманынан сол кезге дейінгі жұлдыздар орнының өзгерісі туралы зерттеу жасап, жұлдыз тұрақты деген көзқарасты өзгертті. Осы өлшеу, күзету барысында Уильям Гершель кейбір жұлдыздардың ұқсас бағытта қозғалып қана қоймай, өзара физикалық байланысы бар қосаржұлдыз екенін айқындады. 1835 – 39 жылдары орыс астрономы Василий Струве, неміс астрономы Фридрих Бессель және ағылшын астрономы Т.Хендерсон алғаш рет ең жақын үш жұлдызға дейінгі қашықтықты анықтады. Джозеф Фраунгофера және Анджело Секки Сүмбіле мен күнді салыстырып, жұлдыздарды жарығына қарай түрге бөлудің ғылыми жүйесін жасады. Дегемен қазіргі заманғы жұлдыздар жүйесін бөлу амалын Энни Кэннон 1900 жылы тапқан. ]] ХІХ ғасырда Қосаржұлдызды күзетудің маңызы да еселеп артты. 1834 жылы Ф.В.Бессель Сүмбіленің өзіндегі өзгерісті өлшеп, оның жасырын серігі бар екенін ашты. Эдвард Пикеринг 1899 жылы периоды 104 күндік спектрлі қосаржұлдызды байқады. Астроном Струве және Шербёрн Уэсли Бёрнхем қатарлылар қосаржұлдыздар туралы материалдарды топтап, олардың орбитасы арқылы сапасын өлшеуге мүмкіндік алды. 19-ғасырдың 60-шы жылдары жұлдыздарды зерттеу үшін спектроскоп, ал 1880 жылдан бастап фотография пайдаланыла бастады. Тұрақты жұлдыз зерттеуі XX ғасырда тез дамыды. Карл Шварцшильд көзбен көрінетін жұлдыз бен оның аппаратқа тартылған фотосын салыстырып, жұлдыздың түсі мен температурасын білуге жол ашты. 1921 фотоэлектрлі фотометр жұлдыздарды өлшеуге қолданыла бастады. Алғаш рет Альберт Майкельсон Гук телескопы арқылы жұлдыз диаметрін өлшеді. 1913 жылы HR диаграммасы дамып, астрофизикаға жаңа мүмкіндік берді. 20-ғасырдың басында, әсіресе 1920 жылдан кейін, жұлдыз жөніндегі ғылыми көзқараста төңкеріс болды. Жұлдыз физикалық дене ретінде қарастырылып, оның құрылысы мен құрамындағы заттардың тепе-теңдік шарттары, энергия көздері зерттеле бастады. Ол арқылы ендігі жерде жұлдыздардың ішкі қасиеті мен құрылымы квант физикасы арқылы сәтті түсіндіріліп, жұлдыздар атомосферасының химиялық құрамы да айқындала бастады. Бұл төңкеріс, әрине атомдық физиканың жетістіктерімен тығыз байланысты еді. 20-ғасырдың орта шенінде ЭЕМ-ді қолдануға байланысты жұлдыздарды зерттеу мәселесі одан әрі тереңдей түсті. Ғаламатжұлдыздарды айтпағанда, басқа жұлдыздарды Құс жолы галактикасы тәуелді жергілікті галактикалар жүйесінде күзетуге болады. Дегенмен, бұл күндері тіпті жерден 100 млн жарық жылы қашықтықтағы Бикеш галактикалар жүйесіндегі M 100 галактикасындағы жұлдыздарды да өлшеп-тексеруден өткізуге мүмкіндік туып отыр. Жұлдыздардың аталуы Шоқжұлдыз ұғымы ежелгі Вавилон мәдениетінде қалыптасқан. Ежелгі заманның жұлдыз бақылаушылары біршама әйгілі жұлдыздарды табиғат мифологиясындағы белгілі бір оқиғалармен байланыстырып, олардан түрлі пішіндер елестеткен. Эклиптиканың төңірегіндегі 12 жұлдыз Астрологияның негізі болды. Кейбір арнайы тұрған ерекше жұлдыздар да арнаулы атауға ие болды, әсіресе оларға латынша және арабша атаулар берілді. Кейбір жұлдыздар туралы арнайы аңыздар құрастырылды. Мысалы, Алголь жыланшаш пері Медузаға арналған. Ежелгі гректер ғаламшарларды айналушы жұлдыз (серуендеуші) деп танып, маңызды Құдайларының атын берді. Бұл планеталардың аты Меркурий, Венера, Марс, Юпитер және Сатурн. Бірақ кейбір астрономиялық органдар алдамшылыққа барып, жұртқа жұлдыз атын сатумен айналысады. Дегенмен, олар (мысалы: “International Star Registry” қатарлылар) қандай амалмен жұлдыздар атын сатумен айналысса да, бұл атаулар ғылым жағынан мойындалмайды, оны ешкім де пайдаланбайды. Жұлдыздар саны және жайыласуы Астрономдар ғарыштағы жұлдыздар саны көп, мөлшері әрқилы деген. АҚШ астрономы Карл Саган өзінің «Триллионның триллионы» кітабында «Ғаламда триллион галактика бар. Әр галактикада триллион жұлдыз бар», — деген жорамал айтты. АҚШ астрономы Чарли Конрой қатарлылар галактикалар спектріне талдау жасағаннан кейінгі жорамалы бойынша ғаламда шамамен 3•10 23 жұлдыз бар деген болжам береді. Жұлдыздардың әлемге жайласуы біртегіс, біркелкі емес. Жұлдыздар ғарыштағы газдар мен тозаңдармен араласып, галактикаларда өмір сүреді. Құс жолы тәрізді өлшемді галактикада әдетте 100 млрд-таған тұрақты жұлдыз болады. Ғарыштағы күзетуге болатын жұлдыздардың саны да 100 млрд-тан асады. Кезінде жұлдыздар тек Галактикаларда ғана болады деп түсіндірілді, бірақ галактикалар арасында бос аймақта өз алдына жүрген жұлдыздар да жетерлік екен. Астрономдардың межелеуінше, ғарышта шамамен 700 Гай (7×10 22 ) жұлдыз бар. Жұлдыздар бірін-бірі толықтыратын екі бағытта зерттеледі. Жұлдыз астрономиясы жұлдыздардың қозғалысын, олардың галактика мен шоғырлардағы таралуын, әр түрлі статистикалық заңдылықтарын қарастырады. Ал астрофизиканың зерттейтіні – жұлдыздарда өтетін физикалық процестер, олардың сәулесі, құрылысы және эволюциясы. Жеке жұлдыздардан басқа, Қосарлы жұлдыздар жүйесінде екі, немесе одан да көп жұлдыздар өзара бір-біріне гравитациялық тартылыс күш туғызып, өзара орағытып айналуы да жиі кездеседі және олар Қосаржұлдыз деп аталады. Қосаржұлдыздар массаларының ортақ центрі маңында айналып, қосақталып орналасады. Сондай-ақ жұлдыздардың үштік және еселік жүйелері де кездеседі. Қосаржұлдыздың массасы олардың орбиталарын зерттеу арқылы тікелей анықталады. Мұның нәтижесінде жұлдыздардың массасы мен жарқырауының арасында статистикалық тәуелділік тізбегі болатыны айқындалды. Дегенмен, олардың орбитасының тұрақты болса, қосаржұлдыздар ортақ жұлдыздық топ құраса, жұлдыздар саны өте көп болса, онда олар Үйіржұлдыз делінеді. Қосаржұлдыздар өзар байланысты бірнеше жұлдыздар болса, ал Үйіржұлдыздар бірнеше жүз жұлдыздан жүз мыңдаған жұлдыздардың шоғырлы одағы болуы да мүмкін. Қосарлы жұлдыз шоғыры жүйесі ұзақ уақыт бойғы гравитация әсерінде өзара бір-бірін шектеу күйіндегі жұлдыз тобы болып, ондай үйіржұлдыздар көбінесе алып О және В жұлдыздарынан құралады. Олардың 80% жұлдызы қосаржұлдыз болып келеді. Құс жолы жүйесіндегі жұлдыздардың көбі жеке жұлдыз болып келеді. Ұсақ ғарыш денелерінің байқау техникасына ілесіп байқалған жеке жұлдыздар көбейе түсті. Әлемнің 85% жұлдызы Қызыл ергежейлі болса, олардың 25%-ында серік жұлдыз бар. Күннен басқа жерге ең жақын жұлдыз Кентавр шоқжұлдызындағы Проксима жұлдызы болып, оның жерден арақашықтығы 39.9 триллион км (10 12 км), яғни 4.2 жарық жылы қашықтықта. Яғни, жарық Проксимадан шығып, 4.2 жылда әрең жер бетіне жете алады. Егер жер шарын айналып жүрген ғарыштық тасығыштың жылдамдығы 8 км/сек (сағатына 30,000 км) деп есептесек, ол 150,000 жылда әрең Проксимаға бара алады екен. Қашықтықтың мұнша алыстығы әлемдегі жұлдыздар арасындағы үйреншікті жағдай деп есептеледі. Галактикалардың өзек өңірінде, немесе Шар тәрізді үйіржұлдыздар ішінде жұлдыздардың арақашықтығы бұған қарағанда жақынырақ болуы мүмкін. Сол Шар тәрізді үйіржұлдыздарда және галактикалардың өзек өңірінде жұлдыздардың өзара соқтығысып қалуы жиі кездеседі. Ал, галактикалардың сыртқы қоралану өңірінде жұлдыздар бір-біріне өте алыс жайласқан. Онда галактикалар өзегіне салыстырғанда жұлдыздар арақашықтығы біршама кең болып, жұлдыздар соқтығысы сирек кездеседі. Бірақ Шар пішінді жұлдыз шоғыры жүйесі мен галактика өзегінде жұлдыздар соқтығысуы жиі кездесетін құбылыс. Жұлдыздар қақтығысынан Көк жұлдыздар пайда болып, олардың айналасындағы Негізгі тізбек жұлдызына салыстырғанда беткі температурасы өте жоғары болады. Параметрі және өлшем бірлігі Жұлдыздардың негізгі сипаттамалары – олардың массасы, радиусы және жарқырауы. Бұл шамалар, көбінесе Күннің массасы, радиусы және жарқырауының үлестерімен салыстыра өлшенеді. Жұлдыздар параметрі көбінесе СИ бірлігі арқылы өрнектеледі. Кейде CGS бірлігі де қолданылады. : Негізгі параметрлерден басқа эффективтік температура, спектрлік класс, абсолюттік жұлдыздық шама, түрлі-түстілік көрсеткіші тәрізді туынды параметрлер де қолданылады. Ең ұзын қашықтық, мысалы алып жұлдыздардың радиусы, немесе қосаржұлдыздың ұзын жарты өсі көбінесе астрономиялық бірлікпен өлшенеді. Астрономиялық бірлік дегеніміз жер шары мен күннің арақашықтығы. Ол шамамен 150 млн км, немесе 93 млн ағылшын милі. Қалыптасуы мен өзгеруі Жұлдыздар жұлдызаралық материя кеңеюінің тығыздығы жоғары өңірлерінде пайда болған. Бірақ сондай өңірлердің тығыздығы жер бетіндегі адам жасаған вакуумдардың тығыздығынан төмен болады. Сондай тығыздығы жоғары өңір Молекулярлық бұлт деп аталып, ондағы негізгі элемент сутегі болса, гелий шамамен 23-28% болып келеді. Бұдан басқа өте аз мөлшерде түрлі ауыр элементтер болады. Оған Аңшы үлкен тұмандығындағы жұлдыздардың қалыптасуы жақсы мысал бола алады. Үлкен массаға ие молекурлярлық бұлттан жұлдыз қалыптасқанда, ол сондағы тұмандық газдарды жарқыратып, сутегіні иондап, H II өңірін қалыптастырады. Жұлдыздардың сиретілген газдардан, сондай-ақ өте тығыз газдардан (ақ ергежейлілер) құралған түрлері де болады. Жалтырауы периодты түрде өзгеріп отыратын жұлдыздар айнымалы жұлдыздар деп аталады. Жаңа жұлдыздардың жалтырауы кенеттен өзгеретіндіктен, оларда әр түрлі құбылыстар жүретіндігі байқалады. Алғашқы бірнеше тәулікте кішкентай ергежейлі жұлдыз үлкейеді де, одан газ қабаты бөлініп шығып, кеңістікке тарала бастайды. Сонан соң ол қайта сығылады. Ал аса жаңа жұлдыздардың оталуы кезінде бұдан да үлкен өзгерістер болады. Протожұлдыздың пайда болуы Жұлдыздар ғаламатжұлдыздың (алып жұлдыздар жарылысы) импульс толқыны әсерінде, немесе екі галактиканың соғылысуы салдарынан молекулярлық бұлттың ішкі бөлігіндегі гравитацияның тұрақсыздығы пайда болады. Әдетте, молекулярлық бұлттың мәлім өңірінің тығыздығы Джинс тұрақсыздығы шамасына жетіп барғанда ол өзінің ішкі гравитациясының әсерінде жеміріле бастайды. Молекулярлық бұлт жемірілгенде, ұйысқан тозаңдар мен газдар күн массасының 50 есесіндей болған кішкентай бок добы секілді шар денеге айналады. Шар дене жалғасты күйреп, тығыздығы жалғасты артып, ауырлық нүктесі ауысып, барынша қыза бастайды. Алғашқы Протожұлдыз бұлтының ағысы белгілі бір тұрақты қозғалыс сипатын сақтаған кезде протожұлдыздың өзегі қалыптасады. Бұл негізгі тізбек жұлдызының алғашқы сатысында протопланета дискасы болады, ауырлық күшінің тоғысуына кем дегенде 10-15 млн жыл керек. Алғашқы протожұлдыздардың массасы күн массасынан 2 есе кішілері Торпақ T жұлдызы секілділер болса, үлкендері Хербиг жұлдыздарына ұқсас жұлдыздарды құрайды. Бұл жаңа пайда болған жұлдыздар өз өсінде айналуынан екі полюсінен ағын бүркіп шығарып, Хербиг–Аро нысанын құрайды. Негізгі тізбек жұлдызы HR диаграммасындағы жұлдыздар жайласуы бейберекет емес, олар белгілі бір өңірлерге арнайы орналасқан. Әсіресе сол жақ үстіңгі бұрыштан оң жақ астыңғы бұрышқа дейінгі тар өңірге көп санды жұлдыздар шоғырлы түрде орналасқаны бірден көзге түседі. Күн де осы диагональді өңірге жайғасқан екен. Демек, осынау диагональ Негізгі тізбек деп аталады да, негізгі тізбектегі жұлдыздар Негізгі тізбек жұлдызы , немесе Ергежейлі жұлдыз деп аталады. Негізгі тізбек жұлдыздары өз ғұмырының сутегілік жану сатысында болады. Ондағы сутегі отыны жанып таусылған соң гелийлік жану басталады да, ісініп Алып қызыл жұлдызға айналады. Күн жүйесіндегі күн дәл қазір сондай негізгі тізбек жұлдызына жатады. Тұрақты жұлдыздардың бүкіл ғұмырының 90%-ында жоғары температура мен жоғары қысым арқылы өзегіндегі сутегіні гелий етіп біріктірумен болады және осы барыста мол энергия жасап шығарады. Негізгі тізбек жұлдыздары алғашқы сәттерден бастап, сутегінің салыстырмасы өзегінде арта береді де, нәтижесінде өзегінде термоядролық реакция ұлғайып, жұлдыздың температурасы біртіндеп жоғарылап, жарығы да арта береді. Күнді мысал етсек, шамамен 4.6 млрд жыл бұрын негізгі тізбек сатысына жеткен, содан бері оның жарығы 40% артқан. осылайша ол бүкіл ғұмырында өз массасының әрең 0.01% пайызын ғана жоғалтады. Алып массаға ие жұлдыздарда жыл сайын жоғалтатын массасы 10−7 ден 10−5 %-ға жетеді. Бұл олардың өзгерісіне біршама әсер етеді. Массасы күн массасының 50 есесіндей жұлдыз Негізгі тізбек сатысында өз массасының жартысына дейін жоғалтады. Жұлдыздың негізгі тізбек белдеуіндегі уақыты олардағы отынның жану, ысрап болу жылдамдығына байланысты болады. Күннің жарқырауы мен массасына негізделіп, оның өмірінің 10 млрд жыл шамасында екенін мөлшерлейміз. Алып жұлдыздардың массасын құртатын жану тез, өмірі қысқа болады. Ұсақ жұлдыздардың өртену жылдамдығы ақырын, неше миллиард жылға жетеді және олардың соңғы мезгілі үздіксіз қызару, бозару болады. Ондай жұлдыздар қазіргі ғарыштық жастан (13.7 млрд жыл) көбірек өмір сүретіндіктен, ондай жұлдыздардың өлімі әлі туыла қойған жоқ. Массасынан басқа, гелийден ауыр элементтер жұлдыздар өзгерісі барысында маңызды рөл ойнайды. Астрономияда гелийден ауыр элементтер түгелдей металл деп аталады, олардың химиялық қоюлығы метал мөлшері делінеді. Метал мөлшері тұрақты жұлдыз жану жылдамдығына, магнитті өрістің қалыптасуына әсер етеді, жұлдыз боранының күшіне ықпал етеді. Жұлдыз бораны күшіне әсер етеді. Жұлдызды қалыптастыратын молекулярлық тұмандықтың құрамы ұқсамайтындықтан, қартайған, екінші жұлдыз әулетіндегі жұлдыздардың метал мөлшері жас бірінші жұлдыздар әулетіндегілерден төмен болады (дегенмен кәрі жұлдыздар өліп, атмосферасы молекулярлық тұмандықтарға шашылғанда, ол үздіксіз ауыр метал жасауға өтіп, ондағы метал мөлшері уақыт өтуімен көбейе береді). Алып қызыл жұлдыз Массасы күн массасының 0.5 есесіндей жұлдыздың өзегіндегі термоядролық реакцияға қажетті отын (көбінесе сутегі мен гелий) таусылғанда сыртқы қабатындағы газы ұлғайып, және біртіндеп суып, ақырында Алып қызыл жұлдызға айналады. Мысалы, 5 млрд жылдан кейін күн Алып қызыл жұлдызға айналады. Ол кезде күннің радиусы кезектегісінің 250 есесіндей (1 астрономиялық бірлік 150 млн км) болады. Бірақ ол кезде кезектегі массасының 30% жоғалтады екен. 2,25 есе күн массасына ие Алып қызыл жұлдызда сутегінің термоядролық өзгерісі (бейнелеп айтқанда сутегінің жануы) өзегінің тысқарысындағы бірнеше қабатта қатар жүреді Соңында өзегі қусырылып, Гелийдің термоядролық өзгерісіне (бейнелеп айтқанда гелийдің жануына) ауысады. Бұл кезде жұлдыздың радиусы біртіндеп қусырылып, бетіндегі температурасы жоғарылайды.. Тіпті де үлкен жұлдыздардың өзегіндегі өңірлерде сутегінің термоядролық өзгерісі мен гелийдің теромядролық өзгерісі қатар жүреді. Жұлдыз өзегіндегі сутегі таусылған соң, өзегіндегі термоядролық өзгеріс жоғары темпратурадағы көміртегі мен оттегіні негіз еткен газ қабаттарын да қамтиды, сосын Алып қызыл жұлдыз болу сатысына баяу енеді және оның өзгерісі үздіксіз жалғаса береді. Массасы үлкен жұлдыздар WR 124]] Массасы күннен 10 есе үлкен тұрақты жұлдыздар сутегілік термоядролық реакция барысында Аса алып қызыл жұлдызға айналады. Олардың өзегіндегі сутегі мен гелий секілді отындар жанып таусылғанда гелийден ауыр элементтер де жана бастайды. Олардың өзегі қусырылып, жоғары температурасы мен жоғары қысым туады да көміртегінің термоядролық реакциясын (көміртегінің жануы) туғызады. Бұл барыс үздіксіз жалғасып, неонның термоядролық рекциясына (неон жануы), оттегінің термоядролық реакциясына (оттегінің жануына), кремнийдің термоядролық реакциясына (кремнийдің жануына) ұласады. Жұлдыздың соңғы сәтіне жақындағанда термоядролық реакция бейне сарымсақ қабаты секілді жұлдыз ішінің әрбір қабатында толық жүріледі. Әр қабаттағы отын ұқсамайды. Термоядролық реакциядан темір жасалуымен тең соңғы сатыға жетіп үлгіреді. Өйткені темір ядросының басқа элементке қарағанда шектемесі ауыр болғандықтан, оның термоядролық реакциясы энергия бөлуге қарағанда, энергияны ысрап етуі асқынады (энергия жұмсалады). Сондай-ақ ол біршама жеңіл элементтермен бірігетіндіктен, оның термоядролық реакциясы жылу бөліп шығармайды. Жұлдыздар негізінен плазмалық заттан құралғанымен, Ақ ергежейлі жұлдыздың ішіндегісі плазмалық зат емес. Өте ұзақ замандар өткен соң Ақ ергежейлі жұлдыз үздіксіз күңгірттеніп, Қара ергежейлі жұлдызға айналады. Үлкенірек жұлдыздардың термоядролық реакциясы үздіксіз жалғасып, өзегіндегі темір мөлшері белгілі бір деңгейге жеткенде (күн массасының 1.4 есесінен үлкен массаға ие болғанда) өз массасын ұстап тұра алмайды. Бұл кезде өзегіндегі шұғыл Гравитациялық коллапс электронды протонның ішіне еңгізеді, Anti-β мен электронның ыдырауынан протондар, немесе ұсақ протондар толассыз пайда болады. Осындай шұғыл туған коллапстың әсерінде соққы толқындар айналаға тарап, жұлдыз жарылысынан ғаламатжұлдыз пайда болады. Құс жолы ішінде туған ондай жұлдыздар туралы тарихтар бойы көптеген деректер тіркелген, оларды бұрынғы адамдар бұрын болмаған "жаңа жұлдыз" туды деп түсінген. Жұлдыздың негізгі массасы жарылыстан айналасына тарқап (Шаян тұмандығы секілді) кеткен соң, қалған қалдық Нейтрон жұлдызы болып, немесе тіпті де үлкен масса жағдайында Қара құрдым болып қалыптасады (Қара құрдым болу үшін ғаламатжұлдыз қалдығы күн массасының 4 есесінен үлкен болуға тиіс). Нейтрон жұлдыз ішіндегі материя негізінен нейтрон болып, ол өзегі өте тұрақсыз QCD материясын да қамтиды. Қара құрдым өзегіндегі бұл материя туралы дерек күні бүгінге дейін анық емес. Ол әлі де зерттеуді талап етеді. Коллапстан өлген жұлдыздың сыртқы қабатынан айналасына таралған материялар (көбі ауыр элементтер) жаңа тұрақты жұлдыз қалыптасуына пайдалы материал болады. Бұл ауыр элементтер жартас секілді түрлі ғаламшарларды құрайды. Ғаламатжұлдыз бен алып жұлдыздың жұлдыз бораны айналасына бүріккен материя жұлдызаралық қатты заттарды қалыптастыратын негізгі себеп есептеледі. Жұлдыз массасы қанша үлкен болса — оның жарқырау ғұмыры сонша қысқа болады. Өйткені массасы үлкен жұлдыздың өзегіндегі гравитация өте жоғары болады да, сутегінің термоядролық реакциясы өте тез жүреді. Көптеген массасы үлкен жұлдыздардың орташа жасы 1 млн жыл көлемінде. Ал массасы оған қарағанда жеңіл жұлдыздар (Қызыл ергежейлі) өте ақырын жанатындықтан, ғұмыры миллиард жылға дейін барады. Химиялық құрамы Жұлдыздар спектрін зерттеу арқылы олардың атмосферасының химиялық құрамы анықталады. Күн тәрізді жұлдыздар да жер бетіндегі заттарды құрайтын химиялық элементтерден тұрады. Массасы бойынша есептегенде, жұлдыз қалыптасқан кездегі салыстырмада сутегі 70%, ал гелий 28% ұстайды және аздап басқа ауыр элементтер болады. Темір өте қарапайым элемент болған соң, әсіресе оның спектр сызығын ажырату оңай болғандықтан, жұлдыздардың химиялық құрамындағы темір секілді элементтерге талдау жасау арқылы оның жасын мөлшерлеуге болады. Ауыр элемент құрамының болу-болмауы оның ғаламшар серігінің болу-болмауын да мөлшерлеуге жәрдем береді. Өлшенген жұлдыздар арасында, темір құрамы ең аз жұлдыз ергежейлі HE1327-2326 жұлдызы болып, темір құрамы күннің екі жүз мыңынан біріндей ғана. Темір құрамы өте жоғары жұлдыз Арыстан шоқжұлдызындағы μ (Leo μ) жұлдызы болып, темір құрамы күннен бір есеге жуық артық. Ал, айналатын ғаламшары бар Геркулес шоқжұлдызы 14 жұлдызының темір құрамы күннің 3 есесіндей. Кейбір жұлдыздардың химиялық элементтері басқаларынан өзгеше. Олардың спектрінен хром және сирек жер элементтері көбірек байқалады. Диаметрі ден басталады, алғашқы қатардағы ең үлкені Жер шары, сосын салыстырма жалғаса береді, ең соңғы Аса жойқын жұлдыз UY Scuti]] Жер шары тым алыста болғандықтан, күнді айтпағанда басқа барлық жұлдыздар аспанда тек бір жарық нүкте болып қана көрінеді, жер атмосферасының әсерінде жылтылдап тұрады. Күннен басқа диаметрі ең үлкен көрінетін жұлдыз Алтын балық R жұлдызы (R Doradus) болып, оның диаметрі 0.057 бұрыштық секунд. Біздің жұлдызды түсінуіміздің көбі теорияны моделдеу мен ұқсатуға негізделген. Жұлдыз туралы теория болса жұлдыздың спектрі мен диаметрін өлшеп талдау жасауға негізделген. Күннен басқа, диаметрі алғаш есептелген жұлдыз Бетельгейзе болып, Альберт Майкельсон оны 1921 жылы Вильсон тауындағы обсерваторияда Гук телескопын пайдаланып өлшеген болатын. Өлшеу нәтижесі бойынша ол күн диаметрінің 450 есесіндей екен Жердегі телескоптарға аспандағы жұлдыздар өте кішкене көрінеді де, олардың диаметрін шамалау мүмкін болмайды. Сондықтан жұлдыз диаметрін өлшеу үшін интерферометр телескоптар қолданылады. Жұлдыз диаметрін өлшеудің тағы бір амалы жұлдыз тұтылуы (күн тұтылуы, ай тұтылуы секілділер). Бұл амал көбінесе ай тұтылған кездегі жұлдыздан жеткен әлсіз жарық пен қайта ай жарығы түскен кездегі жарықтың өзгерісіне сүйеніп, жұлдыздардың диаметрін өлшейді. Жұлдыздың өлшемі туралы айтсақ, диаметрі 20-40 км аралығындағы салмағы өте ауыр, бірақ көлемі кішкене Нейтрон жұлдыздар бар. Сондай-ақ Аңшы шоқжұлдызындағы (Орион) Бетельгейзе жойқын жұлдызының (Betelgeuse Supergiant star) диаметрі күн диаметрінің 650 есесіндей үлкен, яғни 900 млн км. Бірақ оның тығыздығы күннен әлденеше есе төмен. Қозғалысы және арақашықтықты есептеу Жұлдыздардың күнге салыстырмалы қозғалысы сол жұлдыздың жасы мен келіп шығуы туралы, сондай-ақ айналасындағы галактикалардың құрылымы мен өзгерісі туралы пайдалы ақпарат береді. Бір жұлдыздың қозғалысы радиалды жылдамдығын және аспанды кесіп өтудің импульс моментін қамтиды. радиалды жылдамдық жұлдыздың күнге салыстырмалы жақындау, не алыстауына қаратылса, ал импульс моменті оның өз бетінше қозғалысына қаратылады. Радиалды жылдамдық жұлдыз спектріндегі Доплер ауысымын өлшеу арқылы анықталады, оның бірлігі км/сек. Жұлдыздың өз бетінше қозғалуынан туған импульс моментін тауып шығу нәзік астроесептеулер арқылы орындалады, оның бірлігі миллионнан бір доғалық секунд (МП/жыл). Жұлдыздардың көріну парқын өлшеу арқылы нақты жылдамдықты есептеуге болады. Егер жұлдыздың жылдамдығы жоғары болса, ол сөзсіз күнге біршама жақын болғаны. Екі жылдамдық та өлшенген жағдайда оның күн жүйесі кеңістігіне салыстырмалы қозғалысын есептеп шығаруға болады. Жақын маңдағы жұлдыздарда бірінші әулет жұлдыздарының жылдамдығы екінші әулет жұлдыздарынан төменірек болады. Кейінгілері жазыққа бейім эллиптис орбитада айлналады. Белгілі бір жұлдызды есептеу арқылы қасындағы одақтас, не қосар жұлдызының жылдамдығын да есептеп шығуға болады. Олар ортақ молекулялрық тұмандықтан келіп шыққан жағдайда, қозғалыстарында белгілі бір ортақтық ерекшеліктер болады. Жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтаудың негізгі әдісі — Жердің Күн төңірегінде айналуын негізге ала отырып, жұлдыздардың көрінерлік орын ауыстыруын өлшеу. Сол ауытқу (параллакс) бойынша жұлдызға дейінгі қашықтық есептеліп шығарылады. Әр түрлі спектрлік кластағы жұлдыздардың орташа абсолюттік жұлдыздық шамасын анықтай отырып және оны сол кластағы жекелеген жұлдыздардың көрінерлік жұлдыздық шамасымен салыстыра отырып, жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтауға болады. Жұлдыздың өз осінен айналуы оның спектрлері бойынша зерттеледі. Айналу кезінде жұлдыз дискісінің бір шеті бізден алыстайды, ал екінші шеті сондай жылдамдықпен бізге қарай жақындайды. Сондықтан, Доплер принципі бойынша жұлдыздың айналу жылдамдығын анықтауға болады. Температурасы жоғары (экватор аймағында) жұлдыздар 100 – 200 км/с және одан да артық жылдамдықпен, ал температурасы салқындау жұлдыздар одан кем, яғни секундына бірнеше км жылдамдықпен айналады Электромагнит өрісі (Auriga) SU бетіндегі электромагнит өрісі]] Жұлдыздың электрмагниттік өрісі оның ішкі бөлігіндегі конвекциялы цикл (қарама-қарсы айналыс) қалыптасқан өңірде пайда болады. Жұлдызды құраған электрөткізгіштігі бар плазма бейне мотор секілді жұлдыздың электромагнит өрісін пайда қылады. Электромагнит өрісінің күші жұлдыз массасы мен құрамының өзгерісіне қатысты өзгеріп отырады. Бетіндегі электромагнит өрісі әрекеті жұлдыздың өз өсінде айналу жылдамдығына да қатысты болады. Бетіндегі қозғалыстар жұлдыз дағын пайда қылады. Жұлдыз дағы өңірі қалыпты өңірге қарағанда электромагнит өрісі біршама күшті, темпратурасы төмен өңір есептеледі. Жұлдыз шудасы электромагнит өрісі күшейген жұлдыз тәжі өңіріндегі белсенділіктен басталады. Жұлдыз жалыны болса электромагнит өрісіндегі қозғалыста бүркілген энергетикалық бөлшектер жарылысынан туылады. Электромагнит өрісінің әсерінде, жоғары жылдамдықта өз өсінде айналатын жас жұлдыздың беткі қозғалыстары көп болады. Электромагнит өрісі жұлдыз дауылын өршітеді. Ал жұлдыз қартайған сайын қозғалысы баяулап, ондағы электромагнит өрісі туғызған құбылыстар салыстырмалы әлсірей түседі. Сондықтан, күн секілді жасы егде жұлдыздың өз өсінде айналу жылдамдығы баяулады, беткі қозғалыстар да біршама аз. Өз өсіндегі айналысы ақырындаған жұлдыздың бетіндегі электромагнит өрісі туғызған белсенді қозғалыстар біртіндеп периодты тұрақты қозғалысқа ауысады. Кейде тіпті ұзақ заман еш белсенділік болмайды. Мысалы, Маундер минималында күн шамамен 70 жыл бойы еш қара дақсыз қозғалған екен. Салмағы ның бірі, ол өзегіндегі термоядролық реакциядан энергия жасап нұр шашады, онда сутегі атомы гелий атомына айналады. Оның өзегінде секундына 620 миллион тонна сутегі реакцияға түседі. NASA суреті]] Жұлдыздардың массасы және жарқырауы бір-бірімен белгілі бір тәуелділік арқылы байланысады. Жұлдыздың ішкі қойнауын тікелей бақылап көру мүмкін емес. Сондықтан жұлдыз, оның массасы, радиусы және жарқырауы шын мәніндегі жұлдызға сәйкес етіп жасалған теориялық жұлдыз моделін құру арқылы зерттеледі. Теория жүзінде жұлдыз механикалық және жылулық тепе-теңдікте болатын әрі ұзақ уақыт бойы ұлғаймайтын және сығылмайтын газдан тұратын шар деп қарастырылады. Әдеттегі жұлдыздың температурасы оның беткі қабатында бірнеше мың градусқа, ал центрінде ондаған миллион градусқа жетеді. Жұлдыз энергиясының негізгі көзі – термоядролық реакциялар. Мұнда жеңіл ядролардан неғұрлым ауыр ядролар пайда болады. Көп жағдайда сутегі гелийге айналады. Жұлдыздардың табиғаты мен құрылысы дүние жүзінің көптеген обсерваториялары мен астрономиялық мекемелерінде, ал Қазақстанда Астрофизика институтында зерттеледі. Карина шоқжұлдызының η жұлдызы белгілі болған массасы ең үлкен жұлдыздың бірі есептеледі. Ол күн массасының 100–150 есесіндей үлкен. Бірақ оның ғұмыры тым қысқа, ең ары болғанда бірнеше миллион жыл ғана. Аркес үйіржұлдызы туралы зерттеулер бойынша, әлемде күннің 150 есесіндей басқа да алып жұлдыздар бар, бірақ әлі нақтыланбады. Не үшін 150 есе болуды соңғы шек ету керек, бұл анық емес. Тек Эддингтон жарқырау шамасы бұл мәселеге белгілі бір жауап береді: жұлдыз өз беткі қабатына атқылай алатын жарығының ең жоғары шегі осы болуға тиіс. Жойқын жарылыстан кейін ең алғаш пайда болған жұлдыздар күннен 300 есеге дейін ауыр болған. Олардың құрамында литийден ауыр элемент болмағандықтан, ондай жұлдыздар таусылды. Бұл түрдегі жұлдыздар қазір тек теория жүзінде ғана расталады. Алтынбалық шоқжұлдызы AB A-ның серігі Алтын балық AB C жұлдызының ауырлығы Юпитердің 93 есесіндей. Ол қазірге дейінгі белгілі өте кішкентай жұлдыз есептелсе де, оның өзегінде термоядролық реакция жүріп жатыр. Темір құрамы күнмен бірдей жұлдыздың ары қарай термоядролық реакция жасауына аз дегенде Юпитерден 75 есе үлкен болуға тиіс. Темір құрамы өте аз болған жағдайда, қазіргі күңгірт жұлдыздарды зерттеу арқылы ең кіші жұлдыздың массасы күннің 8,3 есесіндей, Юпитер массасының 87 есесіндей болатыны белгілі болды. Одан да кіші жұлдыздар жұлдыз бен газ шары болу арасында болып, оларды әдетте Қоңыр ергежейлі жұлдыз деп атайды. Жұлдыздың радиусы мен салмағы арқылы оның бетіндегі гравитацияны «Тартылыс күші» белгілеуге болады. Әдетте алып жұлдыздар бетіндегі гравитация негізгі тізбек жұлдызына қарағанда біршама төмен болады. Ал Ақ ергежейлі жұлдыздар бетіндегі гравитация біршама жоғары болып келеді. Гравитация жұлдыздан шығатын жарыққа да әсер етеді, гравитация жоғары болған сайын оның спектрінде айқын өзгешелік байқалады. Салыстырма үшін айтсақ, күн 25 – 35 күндік периодта өз өсін бір рет айналып шығады. Экваторындағы жылдамдық бар болғаны 1.994 км/сек қана. Жұлдыздың электромагнит өрісі мен жұлдыз дауылы негізгі тізбектегі жұлдыздың өз өсінде айналу жылдамдығын ақырындатады, өзгерісіне де ықпал етеді. Тығыз жұлдыздар тығыз материяны пайда қылады, өз өсінде тез айналады. Төмен жылдамдық импульс моментін тұрақты сақтайды. Егер жұлдыздың көлемінде өзгеріс болса, ол міндетті түрде жылдамдығына әсер етеді. Көп санды импульс моментін сыртқа қарай созылған жұлдыз бораны мен жұлдыз шудасы әлсіретеді. Нейтрон жұлдызының бір түрі болған Пульсардың өз өсінде айналуы өте тез болады, Теңіз шаяны тұмандығы өзегіндегі пульсар секундына 30 рет айналады. Ол төңірегіне үздіксіз импульс жіберетіндіктен Импульс жұлдызы деп те аталады. Бірақ олардың жылдамдығында ақырындау болдады, оның айналу жылдамдығы радиация тарату барысында үздіксіз әлсірей береді. Температурасы Негізгі тізбектегі жұлдыздардың беткі температурасы өзегінде жасалатын энергияға және оның радиусына байланысты болады. Оны рең индексі арқылы мөлшерлеуге болады. Жұлдызды идеалдастырылған қара шар деп есептеп, оның өзегінда жасалатын энергия оның беткі қабатына жеткенде қанша болатыны арқылы есептеу теориялық есептеу болып, ол әдетте "өнімді температура" деп аталады. Бірақ, өнімді температура тек бір көрсеткіш қана. Өйткені жұлдыз температурасы өзегінен бетіне жеткенше үздіксіз әлсірейтін бірнеше сатылардан өтеді. Cәулеленуі (радиация) Жұлдызда пайда болған энергия термоядролық реакцияның нәтижесі болып, ол электромагниттік сәулелену (радиация) және бөлшектер сәулеленуы арқылы әлемге тарайды. Бөлшектік сәулелену (олар жұлдыздың сыртқы қабатындағы еркін протондар, α бөлшектер, β бөлшектер болып газды ағындарға ілеседі) жұлдыз бораны болып таралады Ол жұлдыз сыртқы қабатындағы температурамен тіке байланысты болады.). Ауырлық күші микролинз технологиясы арқылы жұлдыз массасын тіке өлшеуге болады. Бұл шамаларды білу арқылы астроном ары қарай аталған жұлдыздың жас шамасын да айқындай алады. Жарқырауы дың ішкі келбеті]] Астрономия саласында, жарқырау дегеніміз аспан денесінің мәлім уақыт бірлігінде сәулеленген жарығы мен басқа да энергиялар шашырауының бірбүтін жиынтығы. Жұлдыздың жарқырауы жұлдыз радиусына және беткі темпратурасына байланысты болады. Бірақ, көптеген жұлдыздардың сәулелену ағыны біртегіс болмайды. Тез айналатын Вега жұлдызын алсақ, одан сәулеленген энергия ағыны экваторында ең көп болады екен. Жұлдыз бетіндегі жұлдыз дағы дегеніміз сәулеленген энергия мен температура орташа сәулеленген аймақтан төмен өңір есептеледі. Шағын, Күн секілді ергежейлі жұлдыздардың бетінде дақтардан басқа өзгеше құбылыстар сирек болады. Алып жұлдыздардағы жұлдыз дағы үлкен және анығырақ болады. Олардың жиек өңірінде айқын күңгірттену құбылысы болады, яғни жарығы жұлдыз табақшасының орталық өңірінен айналасына дейін біртіндеп әлсіреумен болады. Қызыл ергежейлі флэшжұлдыз (Әйдікжұлдыз), мысалы Кит UV жұлдызында жұлдыз дағы біршама айқын байқалады. Жұлдыз шамасы (Магнитудасы) Жұлдыздың көрнеулік жарқырауы көрнеулік жұлдыз шамасы арқылы өлшенеді. Бұл жарқырау жұлдыз жарығының шынайы шамасына, жер шарынан қашықтығына, жер шары ауа қабатынан өткендегі өзгеру жағдайына байланысты болады. Ішкі және мүлделік жұлдыз шамасы жұлдыздың жерден 10 парсек (32,6 жарық жылы) қашықтықта көрінген жұлдыз шамасы болып, ол тек жұлдыздың өзіндегі жарқырау шамасына байланысты болады. Көрнеулік жұлдыз шамасы мен Мүлделік жұлдыз шамасының өзгерісі логарифм формасында болады: жұлдыз шамасындағы бір бірлік өзгеріс 265 есе (100-дің 5-ші дәрежелі мәні (Rms) шамамен 2,512-ге тең) жарқырау өзгешелігін тудырады. Демек, бірінші жұлдыз шамасы (+1.00) екінші жұлдыз шамасының 2,5 есесіндей жарқыраса, ал, алтыншының (+6.00) 100 есесіндей жарқырайды. Демек, таза ауада көзі ең өткір адамдар көре алатын жұлдыз шамасы алтыншы шамадағы жұлдыз (+6.00) есептеледі. Жұлдыз дәрежесін білдітертін сан қанша кіші болса, жұлдыз сонша жарық болады және керісі керісінше. Ең жарық жұлдыздың жұлдыз шамасы теріс (0 ден кіші) болады. Екі жұлдыз арасындағы жарқырау айырмасын (ΔL) есептеу үшін күңгіртінің жұлдыз шамасынан жарығырағының жұлдыз шамасын азайтып, 2,512 негізгі санын шыққан айырма дәрежесіне еселесе жеткілікті. Яғни: : : (жарқырау айырмасы) Жарқырауы және жерден алыстығына салыстырмалы түрде айтқанда, Мүлделік жұлдыз шамасы (М) мен Көрнеулік жұлдыз шамасы (m) жеке жұлдыз үшін бірдей шамада болмайды. Мысалы, Сүмбіленің Көрнеулік жұлдыз шамасы −1.44 болса, оның Мүлделік жұлдыз шамасы +1.41 ге тең. Күннің Көрнеулік жұлдыз шамасы −26,7; ал оның Мүлделік жұлдыз шамасы +4,83 ғана. Сүмбіле жер бетінен қарағандағы ең жарық жұлдыз болып, мүлделік жарқырауы күннің 23 есесіндей. Ал, аспандағы екінші жарық жұлдыз Канопус (Мүлделік жұлдыз шамасы -5,33) күннен 14,000 есе жарық. Канопус Сүмбілеге қарағанда әлдеқайда жарық, бірақ жерден қарағанда Сүмбіле әлдеқайда жарық көрінеді. Себебі Сүмбіле бар болғаны жерге 8,6 жарық жылы қашықтықта ғана. Ал, Канопус біршама ұзақта, ол жер шарына 310 жарық жылы қашықтыққа орналасқан. 2006 жылы Мүлделік жұлдыз шамасы ең жоғары жұлдыз LBV 1806-20, оның жарығы −14.2 шамада болып, күннен 5 000 000 есе жарық. Бізге белгілі жарқырауы ең нашар (күңгірт) жұлдыз NGC 6397 үйіржұлдызындағы бір жұлдыз болып, бұл қызыл ергежейлі жұлдыздың мүлделік жұлдыз шамасы +26 болса, ал ең өшкін Ақ ергежейлі жұлдыздың мүлделік жұлдыз шамасы +28 ғана. Бұл жұлдыздың қараңғылығы сондай, оның жарқындығы жерден қарағандағы ай бетінде жағылған бір тал май шамдай ғана. Жұлдыз түрлері Кезекте қолданылатын жұлдыздарды түрге бөлу жүйесі ХХ ғасырдың басында пайда болған. Ол кезде сутегінің спектр сызығына негізделіп, А дан Q дейінгі санатқа ажыратқан. Ол кезде температураның спектр сызығына өте әсер ететіні беймәлім еді. Ал температураны негіз етіп санатқа жіктеу қазіргі түрге бөлу амалы есептеледі.. Жұлдыз спектріндегі ұқсамастықтарға негізделіп, ұқсамаған әріптермен өзара ажыратылады. О түрі ең ыстық жұлдыз болса, М түріндегі жұлдыз ерекше суық болып, молекула жұлдыз атмосферасында пайда болады. Температураның жоғарысынан төменіне дейін жұлдыздар O, B, A, F, G, K және M түрлеріне бөлінеді. Түрлі сирек спектрлерге негізделіп, арнайы бөлулер де болады. Ең көп кездесетін ерекше түр – L және T болып, оларға ең суық кішкентай жұлдыздар мен Қоңыр ергежейлі жұлдыздар тән. Әрбір әріп тағы да сан бойынша 0 -ден 9 -ға дейін тармақталып, температураның кемуі 10 деңгейге бөлінеді. Бірақ бұл жүйе ғаламат ыстық шекте бұзылады: әлі күнге О0 және О1 түріндегі жұлдыз айқындалмады. Тағы бір тұрғыдан, жұлдыз спектріндегі жарқырау әсеріне орай түрлерге бөлінеді. Бұл оның көлемі мен сыртқы гравитациясына байланысты. Олар диапазоны 0 ден (Аса алып жұлдыз ) және ІІІ (Алып жұлдыз) -ден V (Ергежейліні ерткен негізгі тізбек жұлдызы) және VII (Ақ ергежейлі) дейінгі жұлдыздар. Көптеген жұлдыздар негізгі тізбекке тән. Бұл Мүлделік жұлдыз шамасы мен HR диаграмма торындағы тар және ұзын өңір болып, сутегі реакциясы жалғасып жатқан жұлдыздарды қамтиды. Біздің күн болса Негізгі тізбек жұлдызы өңірдегі орташа деңгейдегі, ғарышта жиі кездесетін үлкендіктегі, темпратурасы қалыпты G2V түріндегі сарғыш ергежейлі жұлдыз есептеледі. Күн ерекше өзгеше жұлдыз емес, тек ол бізге өте жақын болғандықтан және ол туралы ақпаратымыз біршама молырақ болғандықтан басқа жұлдыздарды сол күннің қасиетімен салыстырып тануға қолданамыз. Ұсақ әріптермен белгіленетін қосымша қасиеттер жұлдыз спектрінің арнайы ерекшелігін білдіру үшін қолданылады. Мәселен, "е" атқыланған спектр сызығы барлығын, "m" металдар дәрежесінің жоғарылығы туғызған өзгешеліктер, “var” болса спектр сызығының жиі өзгеріп тұруын білдіреді. Ақ ергежейлінің өз арнайы түрлері болады және D әрібінде таңбаланады. Бұл түрдегі жұлдыздар спектр сызығындағы ерекшеліктеріне сай DA, DB, DC, DO, DZ және DQ санаттарына түрлендіріліп, оның температура көрсеткіштерінің сандық мәні қосылады. Айнымалы жұлдыз Айнымалы жұлдыз — ішкі-сыртқы әсерге сай жарқырау периодында және басқа қасиеттерінде өзгеріс туған жұлдыз. Ішкі себептік өзгерістен негізінен үш түрлі жұлдыз тобы қалыптасады. Жұлдыз өзгерісі мезгілінде кейбір жұлдыздар кеңейіп-тарайып өзгеру барысын бастан кешіреді. Кеңею-тараю түріндегі өзгергіш жұлдыз уақытқа сай өз радиусы мен жарқырауын өзгертіп отырады. Жұлдыздың үлкендігіне сай кеңею, немесе тараю периоды бірнеше минуттан неше жылдарға дейін созылуы мүмкін. Мұндай жұлдыздарға Цефеид жұлдыздары мен цефеид жұлдыздары секілділер және ұзақ периодтық Мирида жұлдыздары кіреді. Тез айнымалы жұлдыздар — нұрлануы, немесе массасының атқылануы себепті жарқырауы кенет еселенетін жұлдыздар Кейбір жаңа жұлдыздар үздіксіз қопарылысқа ұшырап, орта амплитудалы периодтағы жарылыстарды бастан кешіреді. Жұлдыз ішінде атом ядросы бөлшектенсе, пайда болған энергия гамма（γ) сәулесіндік нұрлану күйінде айнала шашырайды. Бұл фотондар мен айналасындағы жұлдыздық плазмалар өзара реакцияланып, ядроның энергиясын асырып барады. Негізгі тізбек жұлдызында сутегі гелийге айналып, өзегіндегі гелий біртіндеп көбейіп кетеді. Соңында өзегінде гелий негізгі құрамға айналған соң, ядродан энергия шығару тоқтайды. Әдетте күн массасының 0.4 есесінен үлкен жұлдыздардағы реакция гелийлі өзекті орап тұрушы сутегі қабатында аталған қабатты сыртқа жылжыту күйінде жалғасады. Гидростатик тепе-теңдіктен басқа, тұрақты жұлдыздың ішкі бөлігінде жылу тепе-теңдігі сақталады. Ішінен сыртына үздіксіз жылу градиенті ағып, қабаттар температурасының бірдей болуы сақталады. Радиация қабаты — жұлдыз ішкі бөлігіндегі радиация толық және өнімді тарқалатын өңір болып, бұл өңірдің плазмасы пертурбацияға түспей, массаға әсер етер қозғалыс туғызбайды. Олай болмағанда, плазма тұрақсыз болып, конвекция ағысы туылады да, біртекті қозғалатын қабат пайда болады. Мұндай жағдай мәлім өңірде жоғары қарқынды қозғалыстар жиілегенде, мысалы ядролық өңір мен сыртқы қабат өте жұқа қабатпен жақындасқанда пайда болады. Күн массасының 0,4 есесінен кіші Қызыл ергежейлі жұлдыздарда бүкілдей біртұтастанған конвекция болады да, гелий ядросының жиналып қалуына жол берілмейді Жұлдыз тәжі жұлдыздың сыртқы қабатындағы конвенция өңірімен Термоядролық реакция жолдары Жұлдыздар жұлдыз ядросының құрамына сай, жұлдыздың массасы мен ішкі құрылымына сай өзегінде әртүрлі термоядролық реакциялар жасайды. Атомдар біріккеннен кейінгі таза салмағы ядроның өз жалпы салмағынан кішірек болады, өйткені материяның энергияға айналуы заңы бойынша — E = mc² — қалған салмақтағы материя тең шамадағы электромагнитті энергияға айналады. Термоядролық реакция температура өзгерісіне өте сезгір болып, өзектегі температураның сәл өзгерісінің өзі реакция жылдамдығына үлкен әсер етеді. Негізгі тізбек жұлдыздарының ядролық температурасы массасы ең кішкентай М жұлдыздарындағы 4 млн кельвиннен массасы ауыр О жұлдыздарындағы 40 млн кельвинге дейін жетеді. Ядросы 10 млн кельвинге дейін қызған Күннің өзегінде сутегі гелийге протон — протондық айналысы формасындағы реакцияға түседі: :4 1 H → 2 2 H + 2e + + 2ν e (4,0 MeV + 1,0 MeV) :2 1 H + 2 2 H → 2 3 He + 2γ (5,5 MeV) :2 3 He → 4 He + 2 1 H (12,9 MeV) Бұл реакция нәтижесінде: :4 1 H → 4 He + 2e + + 2γ + 2ν e (26,7 MeV) Бұл жердегі e + позитрон, γ гаммалық сәулеленген фотон, νe нейтрино, H және He сутегі мен гелийдің изотоптары. Бұл реакция нәтижесінде бөлінген энергияның шамасы миллиондаған электрон-вольтқа жеткенімен, жалпы энергия мүмкіндігі үшін өте аз мөлшер есептеледі. Әр реткі реакция шығынын қамту үшін барлық қажетті энергия үздіксіз өндіріліп, жұлдыз радиациясы болып таралып жатады. Массасы бұдан ауыр жұлдыздарда катализаторы көміртегі болған Көміртегі-Азот-Оттегі айналысы формасындағы реакция арқылы гелийді бөліп шығарады Жұлдыздардың каталогтары Жұлдыздар каталогы — белгілі бір біртекті сипаттамалары (координаттары, жұлдыздық шамалар, спектрлік кластар, т.б.) көрсетілген жұлдыздардың тізімі. Алғашқы каталогтар біздің заманымызға дейін пайда бола бастаған. Кез келген жұлдыздар каталогында әрбір жұлдызға белгілі бір нөмір беріледі. Кейбір каталогтар жұлдыздардың тек бір түрін ғана қамтиды, мысалы айнымалы жұлдыздардың каталогы, қосаржұлдыздар мен еселік жұлдыздардың каталогы. Ең әйгілі жұлдыздар Адамзат үшін ең маңызды жұлдыз – Күн Күн жерге ең жақын жұлдыз есептеледі, және ол жер энергиясының негізгі қайнар көзі болып табылады. Күн Жерге жақын болғандықтан және оның жарығы нұрлы болғандықтан күндіз басқа жұлдыздар көрінбейді. Тек түнгі ашық аспаннан ғана самсыған жұлдыздарды байқауға болады. Карта Image:Local_Group.svg|frame|center|Жергілікті топжұлдыз (Әріптерге аялдап, сарыларын түртіп көріңіз) circle 167 27 20 Секстант B circle 120 36 23 Секстант A circle 318 239 20 Құс жолы circle 289 197 16 Арыстан шоқжұлдызы I (Ергежейлі галактика) circle 334 201 15 Canes Ергежейлі rect 303 185 318 215 Арыстан шоқжұлдызы II (Егрежейлі галактика) circle 357 289 28 NGC 6822 circle 288 323 24 Финикс ергежейлі circle 248 391 35 Тукан ергежейлі circle 363 416 20 Арлан-Lundmark-Melotte circle 363 383 17 Кит ергежейлі circle 369 346 11 IC 1613 rect 381 335 393 357 SagDIG rect 393 335 406 356 Суқұйғыш ергежейлі circle 417 304 17 Үшбұрыш галактикасы circle 417 254 15 NGC 185 rect 432 237 447 260 NGC 147 circle 461 229 17 IC 10 poly 440 282 455 260 511 259 493 285 Андромеда галактикасы poly 450 264 434 265 431 280 442 280 M110 circle 295 110 20 Арыстан A circle 84 128 20 NGC 3109 circle 109 149 14 Antlia ергежейлі circle 412 332 12 LGS 3 circle 460 361 21 Пегас ергежейлі circle 394 272 14 Андромеда II rect 427 279 438 294 Андромеда III rect 438 282 450 294 Андромеда I desc bottom-left Дереккөздер Әдебиет * H.H. Voigt: Abriß der Astronomie. 4. überarb. Aufl. ISBN 3-411-03148-4 * H. Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. 2. überarb. Aufl. ISBN 3-411-14172-7 * Rudolf, A. Weigert: Stellar structure and evolution. 2nd corr. ed., ISBN 3-540-50211-4 (englisch) * N. Langer: Leben und Sterben der Sterne. Originalausgabe, Becksche Reihe, München 1995, ISBN 3-406-39720-4 * D. Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press 2000, ISBN 0-521-65065-8 (hardback), ISBN 0-521-65937-X (paperback) * Pickover, Cliff (2001). The Stars of Heaven. Oxford University Press. ISBN 0-19-514874-6. * Gribbin, John, Mary Gribbin (2001). Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection. Yale University Press. ISBN 0-300-09097-8. * Hawking, Stephen (1988). A Brief History in Time. Bantam Books. ISBN 0-553-17521-1. Сыртқы сілтемелер * [http://science.howstuffworks.com/star1.htm How Stars Work] at HowStuffWorks * [http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html Star, World Book @ NASA] * [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Query star by identifier, coordinates or reference code]. Centre de Données astronomiques de Strasbourg * [http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp How To Decipher Classification Codes]. Astronomical Society of South Australia * [http://www.astronet.ru/db/map/ Карта звёздного неба] * * * *