Прагляд зыходнага тэксту старонкі Зорка

[[Выява:Pleiades large.jpg|thumb|250px|Плеяды — [[рассеянае зорнае скопішча|рассеянае скопішча]] ў сузор'і [[сузор’е Цялец|Цяльца]]]]
{{значэнні}}
'''Зо́рка''' — [[нябеснае цела]], якое само свеціцца, складаецца з распаленых газаў ([[плазма|плазмы]]). Тыповая зорка ўяўляе сабой распалены плазменны [[шар]]. Зоркі — найбольш распаўсюджаныя аб'екты ў [[Сусвет|Сусвеце]], знаходзяцца ў стане цеплавой і гідрастатычнай раўнавагі, што забяспечваецца балансам паміж [[Сіла гравітацыі|сілай гравітацыі]] і ціскам гарачага рэчыва і выпраменьвання.

Самаю блізкаю да [[Планета Зямля|Зямлі]] зоркаю з'яўляецца [[Сонца]]. Усе іншыя зоркі відаць з Зямлі як светлавыя пункты. Яркасць зорак характарызуюць [[зорная велічыня|зорнай велічынёй]], бачнае становішча на небасхіле вызначаюць [[нябесныя каардынаты|нябеснымі каардынатамі]]. Простым вокам (пры добрай вастрыні зроку) на небе бачна каля 6000 зорак, па 3000 ў кожным паўшар'і.

Зоркі ўтвараюцца з газава-пылавога асяроддзя (галоўным чынам з [[вадарод]]у і [[гелій|гелію]]) у выніку [[гравітацыя|гравітацыйнага]] сціскання. Тэмпература рэчыва ў нетрах зорак вымяраецца мільёнамі [[кельвін]]аў, а на іх паверхні — тысячамі кельвінаў. Энергія пераважнай большасці зорак выдзяляецца ў выніку [[тэрмаядзерная рэакцыя|тэрмаядзерных рэакцый]] ператварэння вадароду ў гелій, якія адбываюцца пры высокіх тэмпературах ва ўнутраных абласцях. Зоркі частка называюць галоўнымі целамі [[Сусвет]]у, бо ў іх заключана асноўная маса бачнага рэчыва ў прыродзе. Паказальна і тое, што зоркі маюць адмоўную [[цеплаёмістасць]].

== Характарыстыкі зорак ==

=== Зорная велічыня ===
[[Зорная велічыня]] адлюстроўвае, наколькі добра бачна зорка. Гэтая характарыстыка з'явілася яшчэ ў старажытныя часы, калі лічылася, што ўсе зоркі знаходзяцца на адной адлегласці ад Зямлі і таму па іх бліску можна вызначыць памер. Бачныя зоркі маюць зорныя велічыні ад <math>1^m</math> (самыя яркія) да <math>6^m</math> (ледзь бачныя). Лічыцца, што зорка 1-й велічыні свеціць ярчэй за зорку 6-й велічыні роўна ў 100 разоў. Пасля з'яўлення [[тэлескоп]]аў колькасць бачных зорак значна павялічылася, таму пачалі ўжываць нумарацыю да 21-й зорнай велічыні. Таксама велічыня можа быць дробнай (напр. <math>7,3^m</math>), роўнай 0 ці нават адмоўнай. У сувязі з тым, што зорная велічыня не адлюстроўвае рэальнай яркасці зоркі, ужываецца таксама [[абсалютная зорная велічыня]], якая характарызуе свяцільнасць зоркі, калі б яна была на адлегласці ад Зямлі, роўнай (10 [[Парсек|пс]]).

=== Свяцільнасць ===
[[Свяцільнасць зоркі]] — колькасць [[Энергія|энергіі]], якую выдзяляе зорка. Яе можна вызначыць, ведаючы абсалютную зорную велічыню. Свяцільнасць зорак вагаецца ў даволі шырокім дыяпазоне. Напрыклад, свяцільнасць [[S Залатой Рыбы]] перавышае свяцільнасць [[Сонца|Cонца]] ў 500 000 разоў.

=== Адлегласць ===
Адлегласць да зоркі вымяраецца ў [[Светлавы год|светлавых гадах]] ці ў [[парсек]]ах. Існуе некалькі спосабаў вызначыць, на колькі далёка ад нас знаходзіцца зорка. Самы просты — гэта [[метад паралакса]], але ён дазваляе вызначыць адлегласць толькі да бліжэйшых зорак, не перавышаючую некалькіх соцень парсекаў. Адлегласць да аддаленых зорак вызначаецца [[Метад спектральнага паралакса|метадам спектральнага паралакса]], які будуецца на вызначэнні абсалютнай зорнай велічыні па [[спектр]]ы і на далейшым параўнанні яе з адноснай зорнай велічынёй.

=== Маса ===
[[Маса зоркі]] — вельмі істотная велічыня. У адрозненне ад свяцільнасці і зорнай велічыні яна вагаецца ў больш вузкіх межах. Найбольш проста вызначыць масу [[Падвойная зорка|падвойнай зоркі]], бо да яе можна прымяняць [[закон сусветнага прыцягнення]]. Таксама ёсць залежнасць паміж масай і свяцільнасцю зоркі (свяцільнасць змяняецца прапарцыянальна кубу масы). Гэтаю ўласцівасцю карыстаюцца пры вызначэнні мас асобных зорак.

=== [[Спектральная класіфікацыя]] ===

Па спектру зоркі можна вызначыць практычна ўсе яе характарыстыкі. Існуе дэталізавана распрацаваная класіфікацыя зорак — яна складаецца з літары лацінскага алфавіта, якая абазначае клас, і лічбы, якая абазначае падклас. Паслядоўнасць класаў адлюстроўвае змяненне [[Тэмпература|тэмпературы]] ў бок паніжэння:
O-B-A-F-G-K-M

== Эвалюцыя зоркі ==
[[Выява:Starsinthesky.jpg|міні|250пкс|Вобласць утварэння зорак у [[Вялікае Магеланава Воблака|Вялікім Магеланавым Воблаку]]]]
Зоркі ўтвараюцца з [[Газа-пылавое воблака|газа-пылавога воблака]] пад уздзеяннем [[Сіла гравітацыі|сіл гравітацыі]]. Калі сілы гравітацыі пачынаюць перавышаць [[ціск]] газу, то газ пачынае сціскацца, што суправаджаецца падняццем тэмпературы. Гэты этап называецца [[пратазорка]]й. Калі тэмпература ў цэнтры пратазоркі падымецца да некалькіх мільёнаў [[Кельвін|К]], то ў цэнтры зоркі пачнецца [[Рэакцыя ядзернага сінтэзу|тэрмаядзерная рэакцыя сінтэзу]] і зорка пачне наступны этап свайго існавання.

[[Выява:Sirius A and B artwork.jpg|200px|left|Thumb|Сірыўс А і Б (падвойная зорка)]]
Падчас тэрмаядзерных рэакцый [[вадарод]], які складаў асноўную частку масы новай зоркі, пачне ператварацца ў [[гелій]]. Калі большая частка вадароду будзе перапрацавана, то ў цэнтры зоркі ўтворыцца геліевае [[ядро]], а тэрмаядзерныя рэакцыі будуць праходзіць у слоі, які да яго прылягае. Ядро пачне сціскацца далей, павялічваючы сваю тэмпературу, у выніку чаго ў ім пойдуць рэакцыі сінтэзу [[вуглярод]]у і іншых цяжкіх элементаў. У выніку велізарнага выдзялення энергіі [[фотасфера]] пачне пашырацца і зорка ператворыцца ў чырвонага гіганта. Валодаючы невялікай масай, фотасфера перастае прыцягвацца ядром і з часам разлятаецца і ператвараецца ў [[туманнасць]]. Ад зоркі застаецца толькі ядро — [[белы карлік]].

Калі маса зоркі значна перавышала сонечную, то такія зоркі на апошніх этапах існавання губляюць устойлівасць і могуць выбухнуць у якасці [[Звышновая|звышновай]], а пасля сціснуцца да некалькіх кіламетраў, ператварыўшыся ў [[Нейтронная зорка|нейтронную зорку]]. Калі пасля выбуху маса ўсе яшчэ перавышае сонечную ў некалькі разоў і сцісканне будзе працягвацца, то зорка можа пераўтварыцца ў [[Чорная дзірка|чорную дзірку]].

== Адзінкі вымярэнні ==

Большасць зорных характарыстык як правіла выражаецца ў СІ, але таксама выкарыстоўваецца і СГС (напрыклад, свяцільнасць выражаецца ў эргах у секунду). Маса, свяцільнасць і радыус звычайна даюцца ў суадносінах з нашым Сонцам:

{|
|[[сонечная маса]]:
|<math>M_\bigodot = 1.9891 \times 10^{30}</math> [[кілаграм|кг]]
|-
|[[сонечная свяцільнасць]]:
|<math>L_\bigodot = 3.827 \times 10^{26}</math> [[Ват (адзінка вымярэння)|Вт]]
|-
|[[сонечны радыус]]:
|<math>R_\bigodot = 6.960 \times 10^{8}</math> [[метр|м]]
|}

Для абазначэння адлегласці да зорак прынятыя такія адзінкі, як [[светлавы год]] і [[парсек]].

Вялікія адлегласці, такія як радыус гіганцкіх зорак або вялікая паўвось падвойных зорных сістэм, часта вымяраюцца ў [[астранамічная адзінка|астранамічных адзінках]] (а. а.). Адна астранамічная адзінка раўняецца сярэдняй адлегласці паміж [[Зямля (планета)|Зямлёй]] і [[Сонца]]м (150 млн км).

== Віды зорак ==

[[Файл:HR-diag-no-text-4.svg|thumb|350px|[[Дыяграма Герцшпрунга — Расела]]]]

Класіфікацыі зорак пачалі будаваць адразу пасля таго, як пачалі атрымліваць іх [[Спектральныя класы зорак|спектры]]. У першым прыбліжэнні спектр зоркі можна апісаць як спектр [[абсалютна чорнае цела|чорнага цела]], але з накладзенымі на яго лініямі паглынання або выпраменьвання. Па складзе і сіле гэтых ліній зорцы прысвойваўся той ці іншы клас. Так робяць і цяпер, аднак цяперашні падзел зорак значна больш складаны: дадаткова ён уключае [[абсалютная зорная велічыня|абсалютную зорную велічыню]], наяўнасць або адсутнасць пераменнасці бляску і памераў, а асноўныя спектральныя класы разбіваюцца на падкласы.

У пачатку XX стагоддзя [[Эйнар Герцшпрунг|Герцшпрунг]] і {{нп4|Генры Норыс Расел|Расел|ru|Расселл, Генри Норрис}} нанеслі на дыяграму «Абсалютная зорная велічыня» — «спектральны клас» розныя зоркі, і аказалася, што вялікая іх частка згрупавана ўздоўж вузкай крывой. Пазней гэтая дыяграма (цяпер яна носіць назву «[[Дыяграма Герцшпрунга — Расела]]») аказалася ключом да разумення і даследавання працэсаў, якія адбываюцца ўнутры зоркі.

Цяпер, калі ёсць тэорыя ўнутранай будовы зорак і тэорыя іх эвалюцыі, стала магчымым і тлумачэнне існавання класаў зорак. Аказалася, што ўся разнастайнасць відаў зорак — гэта не больш чым адлюстраванне колькасных характарыстык зорак (такія як маса і хімічны склад) і эвалюцыйнага этапа, на якім у дадзены момант знаходзіцца зорка.

У каталогах і на пісьме клас зорак пішацца ў адно слова, пры гэтым спачатку ідзе літарнае пазначэнне асноўнага спектральнага класа (калі клас дакладна не вызначаны, пішацца літарны дыяпазон, да прыкладу, OB), далей арабскімі лічбамі ўдакладняецца спектральны падклас, потым рымскімі лічбамі ідзе клас свяцільнасці (нумар вобласці на дыяграме Герцшпрунга — Расела), а затым ідзе дадатковая інфармацыя. Напрыклад, [[Сонца]] мае клас G2V.

=== Зоркі галоўнай паслядоўнасці ===

{{Асноўны артыкул|Галоўная паслядоўнасць}}
{{Гл. таксама|Спектральныя класы зорак}}

Найбольш шматлікі клас зорак складаюць зоркі [[Галоўная паслядоўнасць|галоўнай паслядоўнасці]], да такога тыпу зорак належыць і наша [[Сонца]]. З эвалюцыйнага погляду галоўная паслядоўнасць — гэта тое месца [[дыяграма Герцшпрунга — Расела|дыяграмы Герцшпрунга — Расела]], на якім зорка знаходзіцца большую частку свайго жыцця. У гэты час страты энергіі на выпраменьванні кампенсуюцца за кошт энергіі, якая выдзяляецца ў ходзе ядзерных рэакцый. Час жыцця на галоўнай паслядоўнасці вызначаецца масай і доляй элементаў, цяжэйшых за гелій (металічнасцю).

Сучасная (гарвардская) [[спектральныя класы зорак|спектральная класіфікацыя зорак]] распрацавана ў Гарвардскай абсерваторыі ў 1890—1924 гадах.

{|class="standard sortable" style="text-align: center;"
 |+ Асноўная (гарвардская) спектральная класіфікацыя зорак
 ! style="width: 5px;"  | Клас
 ! style="width: 100px;" | Тэмпература, <br />K
 ! style="width: 40px;" abbr="color" | Сапраўдны колер
 ! style="width: 40px;" abbr="color" | Бачны колер<ref name="möre">The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1</ref><ref>{{cite web
 |date        = December 21 2004
 |url         = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html
 |title       = The Colour of Stars
 |publisher   = Australia Telescope Outreach and Education
 |accessdate  = 2007-09-26
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/61BISbtHe?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html
 |archivedate = 24 жніўня 2011
 |url-status     = dead
}} — Explains the reason for the difference in color perception.</ref>

 ! abbr="color" | Асноўныя прыкметы<ref>Звёзды. Под редакцией [[Уладзімір Георгіевіч Сурдзін|В.Г. Сурдина]].</ref>
 |- style="background: #9bb0ff;"
 ! style="background: #9bb0ff;" | [[#Клас O|O]]
 | 30 000—60 000
 | style="background: #9aafff;" | блакітны
 | style="background: #aabfff;" | блакітны
 | Слабыя лініі нейтральнага вадароду, гелію, іанізаванага гелію, многаразова іанізаваных Si, C, N.
 |- style="background: #aabfff;"
 ! style="background: #abbfff;" | [[#Клас B|B]]
 | 10 000—30 000
 | style="background: #cad7ff;" | бела-блакітны
 | style="background: #cad7ff;" | бела-блакітны і белы
 | Лініі паглынання гелію і вадароду. Слабыя лініі H і К Ca II. 
 |- style="background: #cad7ff;"
 ! style="background: #cad7ff;" | [[#Клас A|A]]
 | 7500—10 000
 | style="background: #f8f7ff;" | белы
 | style="background: #f8f7ff;" | белы
 | Моцная бальмераўская серыя, лініі H і К Ca II узмацняюцца к класу F. Таксама бліжэй к класу F пачынаюць з'яўляцца лініі металаў
 |- style="background: #f8f7ff;"
 ! style="background: #f8f7ff;" | [[#Клас F|F]]
 | 6000—7500
 | style="background: #fff4ea;" | жоўта-белы
 | style="background: #f8f7ff;" | белы
 |  Моцныя лініі H і К Ca II, лініі металаў. Лініі вадароду пачынаюць слабець. Паяўляецца лінія Ca I. Паяўляецца і ўзмацняецца паласа G, утвораная лініямі Fe, Ca і Ti.
 |- style="background: #fff4ea;"
 ! style="background: #fff4ea;" | [[#Клас G|G]]
 | 5000—6000
 | style="background: #fff2a1;" | жоўты
 | style="background: #fff2a1;" | жоўты
 | Лініі H і К Ca II інтэнсіўныя. Лінія Ca I і шматлікія лініі металаў. Лініі вадароду працягваюць слабець. З'яўляюцца палосы малекул CH і CN.
 |- style="background: #ffd2a1;"
 ! style="background: #ffd2a1;" | [[#Клас K|K]]
 | 3500—5000
 | style="background: #ffc46f;" | аранжавы
 | style="background: #ffe46f;" | жаўтавата-аранжавы
 | Лініі металаў і паласа G інтэнсіўныя. Ліній вадароду амаль не відаць. Паяўляюцца палосы паглынання TiO.
 |- style="background: #ffcc6f;"
 ! style="background: #ffcc6f;" | [[#Клас M|M]]
 | 2000—3500
 | style="background: #ff6060;" | чырвоны
 | style="background: #ffa040;" | аранжава-чырвоны
 | Інтэнсіўныя палосы TiO і іншых малекул. Паласа G слабее. Усё яшчэ бачныя лініі металаў.

 |}

=== Карычневыя карлікі ===

{{Асноўны артыкул|Карычневы карлік}}

[[Карычневы карлік|Карычневыя карлікі]] — гэта тып зорак, у якіх [[Ядзерная рэакцыя|ядзерныя рэакцыі]] ніколі не маглі кампенсаваць страты энергіі на выпраменьванне. Доўгі час карычневыя карлікі былі гіпатэтычнымі аб'ектамі. Іх існаванне прадказалі ў сярэдзіне XX ст., грунтуючыся на меркаваннях аб працэсах, якія адбываюцца пры фарміраванні зорак. Аднак ў 1995 годзе ўпершыню быў знойдзены карычневы карлік. На сённяшні дзень адкрыта досыць шмат зорак падобнага тыпу. Іх спектральны клас М-T. У тэорыі вылучаецца яшчэ адзін клас, які пазначаецца Y (у 2011 годзе яго існаванне пацвердзілася адкрыццём некалькіх зорак з тэмпературай 300—500 К: WISE J014807.25−720258.8, WISE J041022.71+150248.5, WISE J140518.40+553421.5, WISE J154151.65−225025.2, WISE J173835.52+273258.9, WISE J1828+2650 и WISE J205628.90+145953.3).

=== Белыя карлікі ===

{{Асноўны артыкул|Белы карлік}}

Неўзабаве пасля геліевай успышкі «загараюцца» [[вуглярод]] і [[кісларод]]; кожная з гэтых падзей выклікае моцную перабудову зоркі і яе хуткае перасоўванне па дыяграме Герцшпрунга — Расела. Памер атмасферы зоркі павялічваецца яшчэ больш, і яна пачынае інтэнсіўна губляць газ у выглядзе патокаў [[зорны вецер|зорнага ветру]]. Лёс цэнтральнай часткі зоркі цалкам залежыць ад яе зыходнай масы: ядро зоркі можа скончыць сваю эвалюцыю як [[белы карлік]] (маламасіўныя зоркі), у выпадку, калі яе маса на позніх стадыях эвалюцыі перавышае [[Мяжа Чандрасекара|мяжу Чандрасекара]] — як [[нейтронная зорка]] ([[пульсар]]), калі ж маса перавышае [[Мяжа Опенгеймера — Волкава|мяжу Опенгеймера — Волкава]] — як [[чорная дзірка]]. У двух апошніх выпадках завяршэнне эвалюцыі зорак суправаджаецца катастрафічнымі падзеямі — успышкамі звышновых.

Пераважная большасць зорак, і Сонца у тым ліку, заканчваюць эвалюцыю, сціскаючыся да таго часу, пакуль ціск выраджаных электронаў не ўраўнаважыць [[Гравітацыя|гравітацыю]]. У гэтым стане, калі памер зоркі памяншаецца ў сотню разоў, а шчыльнасць становіцца ў мільён разоў вышэйшаю за шчыльнасць вады, зорку называюць белым карлікам. Яна пазбаўлена крыніц энергіі і, паступова астываючы, становіцца цёмнай і нябачнай.

=== Чырвоныя гіганты ===

{{Асноўны артыкул|Чырвоны гігант}}

[[Чырвоны гігант|Чырвоныя гіганты]] і звышгіганты — гэта зоркі з даволі нізкай эфектыўнай тэмпературай (3000 — 5000 К), аднак з велізарнай свяцільнасцю. Тыповая абсалютная зорная велічыня такіх аб'ектаў −3<sup>m</sup>−0<sup>m</sup> (I і III клас свяцільнасці). Для іх спектра характэрна прысутнасць малекулярных палос паглынання, а максімум выпраменьвання прыпадае на [[Інфрачырвонае выпраменьванне|інфрачырвоны]] дыяпазон.

=== Тыпу Вольфа — Рае ===

{{Асноўны артыкул|Зорка Вольфа — Рае}}

Зоркі Вольфа — Рае — клас зорак, для якіх характэрныя вельмі высокая тэмпература і свяцільнасць; зоркі Вольфа — Рае адрозніваюцца ад іншых гарачых зорак наяўнасцю ў спектры шырокіх палос выпраменьвання вадароду, гелію, а таксама кіслароду, вугляроду, [[азот]]у ў розных ступенях іанізацыі (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Шырыня гэтых палос можа дасягаць 100 Å, а выпраменьванне ў іх можа ў 10-20 разоў перавышаць выпраменьванне ў кантынууме. Зоркі такога тыпу маюць свой клас — W<ref>[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0610356 [astro-ph/0610356&#93; Physical Properties of Wolf-Rayet Stars]</ref>. Аднак падкласы будуюцца зусім не як у зорак галоўнай паслядоўнасці:

* WN — падклас Вольфа — Райе зорак, у спектрах якіх ёсць лініі NIII — V і HeI-II.
* WO — у іх спектрах моцныя лініі кіслароду. Асабліва яркія лініі OVI λ3811 — 3834.
* WC — зоркі, багатыя вугляродам.

Канчатковай яснасці паходжання зорак тыпу Вольфа — Рае не дасягнута. Аднак можна сцвярджаць, што ў нашай Галактыцы гэта геліевыя рэшткі масіўных зорак, якія скінулі значную частку масы на нейкім этапе сваёй эвалюцыі<ref>[http://www.astronet.ru/db/msg/1190776 Астронет > Вольфа-Райе звёзды]</ref>.

=== Звышновыя ===

{{Асноўны артыкул|Звышновая зорка}}

Звышновыя зоркі — зоркі, якія заканчваюць сваю эвалюцыю ў катастрафічным выбуховым працэсе. Тэрмінам «звышновыя» былі названыя зоркі, якія ўспыхвалі значна (на парадкі) мацней за так званыя «новыя зоркі». На самай справе, ні тыя, ні другія фізічна новымі не з'яўляюцца, заўсёды ўспыхваюць ўжо існуючыя зоркі. Але ў некалькіх гістарычных выпадках успыхвалі тыя зоркі, якія раней былі на небе амаль або зусім не бачныя, што і стварала эфект з'яўлення новай зоркі. Тып звышновай вызначаецца па наяўнасці ў спектры ўспышкі ліній вадароду. Калі ён ёсць, значыць звышновая II тыпу, калі не — то I тыпу.

=== Гіперновыя ===

{{Асноўны артыкул|Гіперновая зорка}}

Гіперновая — калапс выключна цяжкай зоркі пасля таго, як у ёй больш не засталося крыніц для падтрымання [[Тэрмаядзерныя рэакцыі|тэрмаядзерных рэакцый]]; іншымі словамі, гэта вельмі вялікая звышновая. З пачатку 1990-х гадоў былі заўважаныя настолькі магутныя выбухі зорак, што сіла выбуху перавышала магутнасць выбуху звычайнай звышновай прыкладна ў 100 разоў, а энергія выбуху перавышала 10<sup>46</sup> [[Джоўль (адзінка вымярэння)|джоўляў]]. Да таго ж многія з гэтых выбухаў суправаджаліся вельмі моцнымі гама-ўсплёскамі. Інтэнсіўнае даследаванне неба знайшла некалькі аргументаў на карысць існавання гіперновых, але пакуль што гіперновыя з'яўляюцца гіпатэтычнымі аб'ектамі. Сёння тэрмін выкарыстоўваецца для апісання выбухаў зорак з масай больш за 100 мас Сонца. Гіперновыя тэарэтычна маглі б стварыць сур'ёзную пагрозу Зямлі з-за моцнай радыёактыўнай успышкі, але ў цяперашні час паблізу Зямлі няма зорак, якія маглі б прадстаўляць такую небяспеку. Паводле некаторых дадзеных, 440 мільёнаў гадоў назад адбыўся выбух гіперновай зоркі паблізу Зямлі. Верагодна, кароткажывучы ізатоп нікелю <sup>56</sup>Ni трапіў на Зямлю ў выніку гэтага выбуху.

== Зорныя каталогі і прынцыпы абазначэння зорак ==

У нашай галактыцы больш за 200 млрд зорак<ref name="How Many Stars">[http://www.universetoday.com/guide-to-space/milky-way/how-many-stars-are-in-the-milky-way/ How Many Stars are in the Milky Way?]</ref>. На фотаздымках неба, атрыманых буйнымі [[тэлескоп]]амі, відаць такое мноства зорак, што бессэнсоўна нават спрабаваць даць ім усім імёны ці хаця б злічыць іх. Каля 0,01 % усіх зорак Галактыкі занесена ў каталогі. Такім чынам, пераважная большасць зорак, назіраных у буйныя тэлескопы, пакуль не пазначана і не злічана.

Самыя яркія зоркі ў кожнага народа атрымалі свае імёны. Многія з тых, што ўжываюцца цяпер, напрыклад [[Альдэбаран]], Алгол, Дэнэб, [[Рыгель]] і іншыя, маюць арабскае паходжанне; культура арабаў паслужыла мастом цераз інтэлектуальную бездань, якая аддзяляе падзенне Рыма ад [[Эпоха Адраджэння|эпохі Адраджэння]].

У выдатна ілюстраванай Уранаметрыі (Uranometria, 1603) нямецкага астранома І. Баера (1572—1625), дзе намаляваныя сузор'і і звязаныя з іх назвамі легендарныя постаці, зоркі былі ўпершыню пазначаныя літарамі грэчаскага алфавіта прыблізна ў парадку памяншэння іх бляску: α — яркая зорка сузор'я, β — другая па бляску і г. д. Калі не хапала літар грэчаскага алфавіта, Баер выкарыстоўваў лацінскі. Поўнае абазначэнне зоркі складалася са згаданай літары і лацінскай назвы сузор'я. Напрыклад, Сірыус — яркая зорка ў сузор'і Вялікага Сабакі (Canis Major), таму яго абазначаюць як α Canis Majoris, або скарочана α CMa; Алгол — другая па яркасці зорка ў Персея пазначаецца як β Persei, або β Per. Баер, аднак, не заўсёды кіраваўся ўведзеным ім правілам, і ў баераўскіх абазначэннях ёсць вялікая колькасць выключэнняў.

Джон Флемстыд (1646—1719), першы Каралеўскі астраном Англіі, увёў сістэму абазначэння зорак, не звязаную з іх бляскам. У кожным сузор'і ён абазначыў зоркі нумарамі ў парадку павелічэння іх прамога ўзыходжання, гэта значыць у тым парадку, у якім яны перасякаюць мерыдыян. Так, [[Арктур]], ён жа α Валапас (α Bootes), пазначаны як 16 Bootes.

Некаторыя незвычайныя зоркі часам называюць імёнамі астраномаў, упершыню апісалі іх унікальныя ўласцівасці. Напрыклад, [[зорка Барнарда]] названая ў гонар амерыканскага астранома Э. Барнарда (1857—1923), а зорка Каптэйна — у гонар нідэрландскага астранома Я. Каптэйна (1851—1922). На сучасных картах зорнага неба звычайна нанесеныя старажытныя ўласныя імёны яркіх зорак і грэчаскія літары ў сістэме абазначэнняў Баера (яго лацінскія літары выкарыстоўваюць рэдка); астатнія зоркі пазначаюць паводле Флемстыда. Але не заўсёды на картах хапае месца для гэтых абазначэнняў, таму абазначэнні астатніх зорак трэба шукаць у зорных каталогах.

Для зменных зорак выкарыстоўваецца свой спосаб абазначэння. Такія зоркі пазначаюць у парадку іх выяўлення ў кожным сузор'і. Першую пазначаюць літарай R, другую — S, затым T і г. д. Пасля Z ідуць абазначэнні RR, RS, RT і г. д. Пасля ZZ ідуць AA і г. д. (Літару J не выкарыстоўваюць, каб не было блытаніны з I.) Калі ўсе гэтыя камбінацыі вычэрпваюцца (ўсяго іх 334), то працягваюць нумарацыю лічбамі з літарай V (variable — пераменны), пачынаючы з V335. Напрыклад: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Таксама неабходна падкрэсліць, што ніякіх афіцыйна прысвоеных імёнаў у зорак не існуе, толькі па існуючай традыцыі, якая падтрымліваецца астраномамі, каля 300 яркіх зорак маюць уласныя імёны. У сувязі з гэтым, сертыфікаты пра найменне зорак, якія выдаюцца некаторымі арганізацыямі, з'яўляюцца прыватнай ініцыятывай і не прызнаюцца [[Міжнародны астранамічны саюз|Міжнародным астранамічным саюзам]]<ref>[http://www.nkj.ru/archive/articles/3810/ Наука и жизнь. Шесть соток на Луне и собственная звезда. № 1, 2002 год.]</ref><ref name="IAU">[http://www.iau.org/public_press/themes/buying_star_names/ Buying Stars and Star Names — Афіцыйная пазіцыя [[Міжнародны астранамічны саюз|Міжнароднага астранамічнага саюза]] з нагоды куплі зорак і імён зорак (англ.)]</ref>

== Адметныя зоркі ==

'''Спіс яркіх зорак'''
<table>
<tr><td>Назва</td><td>Абазначэнне ў сузор'і</td><td>Бачная [[зорная велічыня]]</td></tr>
<tr><td>[[Сірыус]]</td><td>α Вялікага Пса</td><td>-1,5</td></tr>
<tr><td>[[Канопус]]</td><td>α Кля</td><td>-0,7</td></tr>
<tr><td>[[Таліман]]</td><td>α Цэнтаўра</td><td>-0,3</td></tr>
<tr><td>[[Арктур]]</td><td>α Валапаса</td><td>0,0</td></tr>
<tr><td>[[Вега]]</td><td>α Ліры</td><td>0,0</td></tr>
<tr><td>[[Капела]]</td><td>α Возніка</td><td>0,1</td></tr>
<tr><td>[[Рыгель]]</td><td>β Арыёна</td><td>0,1</td></tr>
<tr><td>[[Працыён]]</td><td>α Малога Пса</td><td>0,4</td></tr>
<tr><td>[[Ахернар]]</td><td>α Эрыдана</td><td>0,5</td></tr>
<tr><td>[[Бетэльгейзэ]]</td><td>α Арыёна</td><td>0,5</td></tr>
<tr><td>[[Хадар]]</td><td>β Цэнтаўра</td><td>0,6</td></tr>
<tr><td>[[Альтаір]]</td><td>α Арла</td><td>0,8</td></tr>
<tr><td>[[Альдэбаран]]</td><td>α Цяльца</td><td>0,9</td></tr>
<tr><td>[[Акрукс]]</td><td>α Паўднёвага Крыжа</td><td>0,9</td></tr>
<tr><td>[[Антарэс]]</td><td>α Скарпіёна</td><td>1,0</td></tr>
<tr><td>[[Спіка]]</td><td>α Дзевы </td><td>1,0</td></tr>
<tr><td>[[Палукс]]</td><td>β Блізнят</td><td>1,1</td></tr>
<tr><td>[[Фамальгаўт]]</td><td>α Паўднёвай Рыбы</td><td>1,2</td></tr>
<tr><td>[[Дэнеб]]</td><td>α Лебедзя</td><td>1,3</td></tr>
<tr><td>[[Мімоза]]</td><td>β Паўднёвага Крыжа</td><td>1,4</td></tr>
<tr><td>[[Рэгул]]</td><td>α Льва</td><td>1,4</td></tr>
<tr><td>[[Адара]]</td><td>ε Вялікага Пса</td><td>1,5</td></tr>
<tr><td>[[Кастар (зорка)|Кастар]]</td><td>α Блізнят</td><td>1,6</td></tr>
<tr><td>[[Гакрукс]]</td><td>γ Паўднёвага Крыжа</td><td>1,6</td></tr>
<tr><td>[[Белатрыкс]]</td><td>γ Арыёна</td><td>1,6</td></tr>
<tr><td>[[Шаўла]]</td><td>λ Скарпіёна</td><td>1,6</td></tr>
<tr><td>[[Альнілам]]</td><td>ε Арыёна</td><td>1,7</td></tr>
<tr><td>[[Эльнат]]</td><td>β Цяльца</td><td>1,7</td></tr>
<tr><td>[[Мірфак]]</td><td>α Персея</td><td>1,8</td></tr>
<tr><td>[[Дубхе]]</td><td>α Вялікай Мядзведзіцы</td><td>1,8</td></tr>
<tr><td>[[Палярная зорка]]</td><td>α Малой Мядзведзіцы</td><td>2,0</td></tr>
<tr><td>[[Гамаль]]</td><td>α Авена</td><td>2,0</td></tr>
</table>

Найбліжэшая да Сонца зорка — [[Проксіма Цэнтаўра]]. Яна знаходзіцца {{nobr|ў 4,2 [[светлавы год|светлавога года]]}} ({{nobr|4,2 св. гадоў}} = {{nobr|39 Пм}} = {{nobr|39 трыльёнаў км}} = {{nobr|3,9{{e|13}} км}}) ад цэнтра [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэмы]].

== Зноскі ==
{{reflist|2}}

== Літаратура ==
* Астраномiя: вучэбны дапаможнiк для 11 кл. агул.-адукац. устаноў з беларускай мовай навучання / Галуза I.В., Голубеў У. А., Шымбалёў А. А. — 2-е выд. — Мн.: Народная асвета, 2009.
* ''Шымбалёў А. А.'' Зоркі // {{Крыніцы/БЭ|7}}
* {{кніга |загаловак=Звёзды |адказны=Ред.-сост. В. Г. Сурдин |выдавецтва=Физматлит |год=2009 |серыя=Астрономия и астрофика |isbn=978-5-9221-1116-4}}

== Спасылкі ==
* [http://postnauka.ru/longreads/24931 Нараджэнне і эвалюцыя зорак] на сайце «Постнаука» {{ref-ru}}
* [http://www.atlasoftheuniverse.com/stars.html Спіс 300 самых яркіх зорак]

{{Зоркі}}

{{Бібліяінфармацыя}}

[[Катэгорыя:Астранамічныя аб’екты]]
[[Катэгорыя:Астрафізіка]]
[[Катэгорыя:Зоркі| ]]
[[Катэгорыя:Зорная астраномія]]
[[Катэгорыя:Вікіпедыя:Істотныя артыкулы]]