Жұлдыздардың қасиеті
Жұлдыздың барлық ерекшелігін оның әу бастағы массасы белгілейді. Оның негізгі қасиеттері болған жарқырауы, үлкен көпшілігі, өзгерісі, жасы, тағдыры дегендер оның массасына байланысты болады.
Жасы
Көпшілік жұлдыздардың жасы 1 млрд-тан 10 млрд жыл арасында болады. Кейбір жұлдыздардың жасы ғарыш жасымен (13.7 млрд жыл) қарайлас. Қазірге дейінгі ең кәрі жұлдыз HE 1523-0901 болып, оның жасы 13.2 млрд жыл екен.[55]
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.[56][57]
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.[58] Ауыр элемент құрамының болу-болмауы оның ғаламшар серігінің болу-болмауын да мөлшерлеуге жәрдем береді.[59]
Күн өзінің барлық белгілері жағынан қатардағы жұлдыз болып саналады. Көптеген жұлдыздарды күн секілді ғаламшарлық (планета) 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. Әсіресе жұлдыз спектріне талдау жасау арқылы да жұлдыздың ғаламшар серігі бар-жоғы анықталады.
Өлшенген жұлдыздар арасында, темір құрамы ең аз жұлдыз ергежейлі HE1327-2326 жұлдызы болып, темір құрамы күннің екі жүз мыңынан біріндей ғана.[60] Темір құрамы өте жоғары жұлдызАрыстан 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.[61]
Кейбір жұлдыздардың химиялық элементтері басқаларынан өзгеше. Олардың спектрінен хром және сирек жер элементтері көбірек байқалады.[62]
Салмағы
G түріндегі жерге ең жақын жұлдыз – Күн. Күн —негізгі тізбек жұлдызының бірі, ол өзегіндегітермоядролық 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 ҚазақстандаАстрофизика институтында зерттеледі.[71]
Рефлексті тұмандық NGC 1999 әдетте Аңшы жоқжұлдызы V380 жағынан жарқырайды. Оның массасы күннің 3.5 есесіндей. NASA суреті
Карина шоқжұлдызының (Carina) η жұлдызы белгілі болған массасы ең үлкен жұлдыздың бірі есептеледі.[72] Ол күн массасының 100–150 есесіндей үлкен. Бірақ оның ғұмыры тым қысқа, ең ары болғанда бірнеше миллион жыл ғана. Аркес үйіржұлдызы（Arches cluster）туралы зерттеулер бойынша, әлемде күннің 150 есесіндей басқа да алып жұлдыздар бар, бірақ әлі нақтыланбады.[73] 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.[74] Олардың құрамында литийден ауыр элемент болмағандықтан, ондай жұлдыздар таусылды. Бұл түрдегі жұлдыздар қазір тек теория жүзінде ғана расталады.
Алтынбалық шоқжұлдызы (Doradus) 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.[75] Темір құрамы күнмен бірдей жұлдыздың ары қарай теромядролық реакция жасауына аз дегенде юпитерден 75 есе үлкен болуға тиіс.[76][77]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.[77][78] Одан да кіші жұлдыздар жұлдыз бен газ шары болу арасында болып, оларды әдетте Қоңыр ергежейлі жұлдыз деп атайды.
Үркер үйіржұлдызы
Жұлдыздың радиусы мен салмағы арқылы оның бетіндегі гравитацияны <Тартылыс күшті> 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.[17]
Жұлдыз массасының шегі бар. Егер бір жұлдыздың массасы 0.07 күн массасынан төмен болса, онда ол жұлдыз болу "салауатынан" айырылады. Егер өте кішкене жұлдыздың темпратурасы онда сутегініңтермоядролық реакциясын туғыза алмаса, онда ол Қоңыр ергежейліге айналады.