Звезда́ — массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа и плазмы, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции. Ближайшей к Земле звездой является Солнце, другие звёзды на ночном небе выглядят как точки различной яркости, сохраняющие своё взаимное расположение. Звёзды различаются структурой и химическим составом, а такие параметры, как радиус, масса и светимость, у разных звёзд могут отличаться на порядки/

Самая распространённая схема классификации звёзд — по спектральным классам — основывается на их температуре и светимости. Кроме того, среди звёзд выделяют переменные звёзды, которые меняют свой видимый блеск по различным причинам, с собственной системой классификации. Звёзды часто образуют гравитационно-связанные системы: двойные или кратные системы, звёздные скопления и галактики. Со временем звёзды меняют свои характеристики, так как в их недрах проходит термоядерный синтез, в результате которого меняется химический состав и масса — это явление называется эволюцией звёзд, и в зависимости от начальной массы звезды она может проходить совершенно по-разному.

Вид звёздного неба привлекал людей с древности, с видом созвездий или отдельных светил на нём были связаны мифы и легенды разных народов, до сих пор он находит отражение в культуре. Ещё со времён первых цивилизаций астрономы составляли каталоги звёздного неба, а в XXI веке существует множество современных каталогов, содержащих различную информацию для сотен миллионов звёзд.

Спектральные классы

Основные спектральные классы звёзд в порядке уменьшения температуры — O, B, A, F, G, K, M. Изначально классы назывались в алфавитном порядке по ослабеванию в них линий водорода, но затем некоторые классы были объединены, а также была обнаружена их связь с температурой, поэтому в порядке убывания температуры последовательность стала выглядеть именно так. Каждый из классов делится на 10 подклассов от 0 до 9 в порядке уменьшения температуры, кроме O: первоначально он делился на подклассы от O5 до O9, но затем были введены подклассы вплоть до O2. Иногда используются полуцелые подклассы, как, например, B0,5. Более высокотемпературные классы и подклассы называются ранними, низкотемпературные — поздними. Звёзды распределены по классам крайне неравномерно: к классу M принадлежит примерно 73 % звёзд Млечного Пути, к классу K ещё около 15 %, в то время как звёзд класса O — 0,00002 %.

Системы звёзд

Звёздная система — гравитационно связанная система из нескольких звёзд с замкнутыми орбитами. Крупные системы гравитационно связанных звёзд называются звёздными скоплениями и галактиками. Звёздные системы не следует путать с планетными системами, состоящими из одной звезды и различных незвездообразных астрономических объектов, таких как планеты или астероиды, которые движутся вокруг общего центра масс.Кратность звёздной системы ограничена. Невозможно создать долгоживущую систему из трёх, четырёх и более равноправных звёзд. Устойчивыми оказываются только иерархические системы. К примеру, чтобы в тройной системе третий компонент не был выброшен из системы, необходимо чтобы он не приближался ближе чем на 8—10 радиусов к «внутренней» двойной системе. Сам же компонент может быть как одиночной, так и ещё одной двойной звездой.

Звёздные тела

Параметры звёзд варьируются в очень широком диапазоне. Часто их характеристики выражаются в солнечных величинах-масса(M⊙), радиус (R⊙), cолнечная светимость (L⊙).

Обычно массы звёзд варьируются от 0,075 до 120 M⊙, хотя иногда встречаются светила и большей массы — звезда с максимальной известной массой, R136a1, в 265 раз массивнее Солнца, а при формировании её масса составляла 320 M⊙. С высокой точностью измерить массу звезды можно только в том случае, если она принадлежит визуально-двойной системе, расстояние до которой известно, — тогда масса определяется на основании закона всемирного тяготения. Радиусы звёзд обычно располагаются в диапазоне от 10−2 до 103 R⊙, но из-за того, что они находятся слишком далеко от Земли, их угловые размеры определить непросто: для этого может использоваться, например, интерферометрия. Наконец, абсолютные светимости звёзд могут составлять от 10−4 до 106 L⊙. Наибольшие светимости и радиусы имеют сверхгиганты: например, звёзды UY Щита и Stephenson 2-18 имеют одни из самых больших известных радиусов, которые составляют около 2⋅103 R⊙, а наибольшую светимость имеет R136a1, также самая массивная из известных звёзд.

Химический состав звёзд также различается. В основном они состоят из водорода и гелия, причём в молодых звёздах водород составляет 72—75 % массы, а гелий — 24—25 %, и с возрастом доля гелия возрастает.

У всех звёзд имеется магнитное поле. Например, у Солнца оно непостоянно, имеет сложную структуру, и его напряжённость в пятнах может достигать 4000 эрстед. У магнитных звёзд наблюдаются поля напряжённостью до 3,4⋅104 эрстед и вызванный ими эффект Зеемана.

Солнце

Одна из звёзд нашей Галактики (Млечный Путь) и единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.

Масса Солнца (M⊙) — 1,99⋅1030 кг, радиус Солнца (R⊙) — 6,96⋅108 м, а солнечная светимость (L⊙) — 3,85⋅1026 Вт. Жёлтый карлик,класс G.

Сириус

Звезда созвездия Большого Пса. Звезда главной последовательности, спектрального класса A1. Ярчайшая звезда ночного неба; её светимость в 25 раз превышает светимость Солнца, при этом не является рекордной в мире звёзд — высокий видимый блеск Сириуса обусловлен его относительной близостью к Земле. Сириус виден из любого региона Земли, за исключением самых северных её областей. Находится на расстоянии 8,6 светового года от Солнечной системы и является одной из ближайших к Земле звёзд..

Масса (M⊙) — ~2, радиус (R⊙) — 1,7, солнечная светимость (L⊙) — 25,4. Цвет:белый, класс А1.

Альфа Центавра

Тройная звёздная система в созвездии Центавра. Два компонента, солнцеподобные α Центавра А и α Центавра B, невооружённому глазу видны как одна звезда −0,27m, благодаря чему α Центавра является третьей по яркости звездой ночного неба. Третий компонент — невидимый невооружённым глазом красный карлик Проксима Центавра, или α Центавра C, который находится от яркой двойной звезды на угловом расстоянии 2,2°. Все три являются ближайшими к Солнцу звёздами (4,36 световых года), причём на данный момент Проксима Центавра несколько ближе остальных.

Название звезды	Масса (M⊙)	Радиус (R⊙)	Солнечная светимость (L⊙)	Цвет	класс
Альфа Центавра А	1,1 ± 0,001	1,227 ± 0,001	1,519 ± 0,001	Бело-Жёлтый	G
Альфа Центавра B	0,934	0,8632	-	Оранжевый	K
Альфа Центавра С	-	0,141	0,0017	Красный	M

Бетельгейзе

Яркая звезда в созвездии Ориона. Красный сверхгигант, полуправильная переменная звезда, блеск которой изменяется от 0,0 до 1,3 звёздной величины и в среднем составляет около 0,6m. Красный цвет звезды, легко заметный при наблюдениях невооружённым глазом, соответствует показателю цвета B−V = 1,86m. Минимальная светимость Бетельгейзе больше светимости Солнца в 80 тыс., а максимальная — в 105 тыс. раз. Определение точного расстояния до Бетельгейзе осложняется тем, что её годичный параллакс значительно меньше углового диаметра диска звезды. По оценке 2020 года, расстояние до звезды составляет 168+27 −15 парсек (приблизительно от 499 до 636 св. лет). Это одна из крупнейших среди известных астрономам звёзд: если её поместить на место Солнца, то при минимальном предполагаемом размере она заполнила бы орбиту Марса, а при максимальном — достигала бы орбиты Юпитера. Возможно, имеет близкий спутник. Наблюдаются изменения блеска малой амплитуды с периодами от 150 до 450 суток. Является переменной звездой, при пульсациях существенно меняется её диаметр и блеск.

Масса (M⊙) — 16,5−19, радиус (R⊙) — 764+116−62, солнечная светимость (L⊙) — 126 000,4. Цвет:Красный, класс M.

Альдебаран

Ярчайшая звезда в созвездии Тельца и во всём Зодиаке, одна из ярчайших звёзд на ночном небе.Альдебаран легко найти на ночном небе — из-за его яркости и пространственной отнесённости к одному из астеризмов на небе. Если мысленно соединить три звезды Пояса Ориона слева направо (в северном полушарии) или справа налево (в южном), то первой яркой звездой, продолжающей воображаемую линию, как раз является Альдебаран. Визуально представляется, что Альдебаран является ярчайшим членом рассеянного звёздного скопления Гиады — ближайшего к Земле. Однако он расположен ближе скопления на прямой между Землёй и Гиадами и фактически является звездой, просто проецирующейся на скопление.

Масса (M⊙) — 2,5±0,15, радиус (R⊙) — 44, солнечная светимость (L⊙) — 439±17. Цвет:Оранжевый, класс K.

Созвездия

Созве́здия, участки, на которые разделена небесная сфера для удобства ориентирования на звёздном небе. Звёзды, входящие в одно созвездие, находятся на относительно небольших угловых расстояниях друг от друга, однако расстояния между ними в пространстве могут быть очень велики. Как правило, звёзды одного созвездия никак не связаны друг с другом.

В 1922 г. Международный астрономический союз определил названия 88 созвездий, границы между которыми в 1930 г. провели по параллелям и кругам склонений (см. карту). Из 88 созвездий только 47 являются древними, дошедшими до нас из эпохи Античности. Они охватывают область небесной сферы, доступную наблюдениям с юга Европы. Их названия связаны в основном с мифологией Древней Греции (например, Персей, Андромеда). Ряд созвездий южного полушария небесной сферы носит более прозаические названия (например, Насос, Октант), присвоенные им в эпоху Великих географических открытий.

Волопас

Созвездие Северного полушария неба. Координаты на небесной сфере: склонение от +7° 22′ до +55° 03′, прямое восхождение от 13h 36m до 15h 49m. Площадь созвездия составляет 907 квадратных градусов. Видно на всей территории России. Наиболее благоприятные условия вечерней видимости – в апреле и мае.

Название	Обозначение звезды по яркости	Расстояние до звезды (световой год)	Система	Спектральный класс
Арктур	α Boo	36,7	Одиночная	K,красный гигант
Муфрид	η Boo	37,24	Тройная	G
Пульхеррима	ε Boo	203	Тройная	K,оранжевый гигант
Принцепс	δ Boo	121,8	Двойная	G,Жёлтый гигант
Неккар	β Boo	225	Одиночная	G,жёлтый гигант

Дракон

Драко́н (лат. Draco, род. падеж Draconis, принятое сокращение Dra), околополярное созвездие Северного полушария неба. Координаты на небесной сфере: склонение от +47°33′ до +86°28′, прямое восхождение от 9h22m до 20h55m. Площадь созвездия составляет 1083 квадратных градуса. На территории России созвездие видно в течение всего года.

Название	Обозначение звезды по яркости	Расстояние до звезды (световой год)	Система	Спектральный класс
Этамин	γ Dra	92,1	Одиночная	K,красный гигант
Растабан	β Dra	380	Двойная	G,жёлтый гигант
Тубан	α Dra	303	Спектрально-двойная	A
Гяусар	λ Dra	ЗЗ4	Одиночная	M,красный гигант

Лебедь

Созвездие северного полушария неба. Яркие звёзды образуют характерный крестообразный рисунок — астеризм Северный крест, вытянутый вдоль Млечного Пути.Лебедь достигает кульминации в полночь 29 июня и наиболее заметен вечером с начала лета до середины осени в Северном полушарии. В средних широтах России созвездие можно отыскать в любое время года. На юге России созвездие кульминирует в области зенита.

Название	Обозначение звезды по яркости	Расстояние до звезды (световой год)	Система	Спектральный класс
Денеб	α Cyg	1640	Одиночная	A
Садр	γ Cyg	1523	Одиночная	F
Дженах	ε Cyg	72	Одиночная	K
Эта Лебедя	η Cyg	139	Одиночная	K
Сигма Лебедя	σ Cyg	4528	Одиночная	B,Голубой сверхгигант

Кассиопея

Cозвездие Северного полушария неба.Созвездие Кассиопеи является незаходящим почти на всей территории России и на большей её части кульминирует в области зенита. Лишь на самом юге страны Кассиопея всё время целиком находится в северной стороне неба, а небольшая часть созвездия ненадолго прячется за горизонт.

Название	Обозначение звезды по яркости	Расстояние до звезды (световой год)	Система	Спектральный класс
Нави	γ Cas	610	Одиночная	Bбголубой субкарлик
Шедар	α Cas	229±9	Одиночная	K,оранжевый гигант
Каф	β Cas	47 ± 4	Одиночная	F,бело-голубой карлик
Рукбах	δ Cas	99,4±1,9	Двойная	A
Сегин	ε Cas	442 ± 34	Одиночная	B

Южный крест

Сoзвeздиe, кoтopoe нaxoдитcя в южнoм нeбe. Из вcex 88 coзвeздий этo нaибoлee кpoшeчнoe.B ceвepнoм пoлушapии coзвeздиe Южный Kpecт нe oтыcкaть ceвepнee +20°, нужнo cмoтpeть нa пpипoляpный юг в З4° (никoгдa нe пpячeтcя зa гopизoнт). Pacпoлoжeнo нaпpoтив coзвeздия Kaccиoпeи.Одно из самых крошечных созвездий.

Название	Обозначение звезды по яркости	Расстояние до звезды (световой год)	Система	Спектральный класс
Акрукс	α Cru	320±20	Одиночная	B
Бекрукс	β Cru	280	Двойная	B
Гакрукс	γ Cru	88	Двойная	M
Декрукс	δ Cru	345±5	Одиночная	B

Период жизни звёзд

Эволю́ция звёзд (звёздная эволюция) в астрономии — изменение со временем физических и наблюдаемых параметров звезды из-за идущих в ней термоядерных реакций, излучения ею энергии и потери массы. Часто говорят об эволюции как о «жизни звезды», начинающейся, когда единственным источником энергии звезды становятся ядерные реакции, и заканчивающейся, когда реакции прекращаются, — у различных звёзд эволюция идёт по-разному. Согласно астрофизическим моделям, срок жизни звезды, в зависимости от начальной массы, продолжается от нескольких миллионов до десятков триллионов лет, поэтому астрономы прямо наблюдают только очень малый по сравнению с продолжительностью жизни звезды период её эволюции, на протяжении которого эволюционные изменения практически незаметны.

Звёзды образуются из холодных разреженных облаков межзвёздного газа, которые сжимаются из-за гравитационной неустойчивости, в процессе сжатия разогреваются настолько, что в их недрах начинаются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. В момент начала термоядерных реакций протозвезда становится звездой главной последовательности (исключение могут составлять субкарлики и коричневые карлики), на которой будет находиться бо́льшую часть своей жизни — Солнце также находится на этой стадии звезды главной последовательности.

Дальнейшая эволюция звёзд различается также в зависимости от начальной массы и химического состава (металличности) звезды. Так, звёзды средних масс при эволюции проходят стадии субгигантов, красных гигантов, горизонтальную ветвь, голубую петлю и асимптотическую ветвь. В любом случае, по мере выгорания водорода как внешние, так и внутренние характеристики звёзд меняются, и при достаточной массе в определённый момент в звёздах начинается тройная гелиевая реакция, при которой в них образуется углерод. В более тяжёлых звёздах далее могут синтезироваться ядра более тяжёлых элементов, но в любом случае синтез более тяжёлых ядер химических элементов останавливается на железе, так как синтез более тяжёлых элементов энергетически невыгоден.

На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.

В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы.