Зоря́, або зі́рка (також у художньому мовленні зоряни́ця, зірни́ця; у словнику Грінченка зі́ра) — сфероїдальний астрономічний об'єкт, що складається з плазми й виробляє енергію за допомогою термоядерного синтезу. Сонце — одна із зір, середня за своїми розмірами й світністю. Багато інших зір видно неозброєним оком уночі, але вони розташовані на значно більшій відстані від Землі. Найхарактерніші зорі формують сузір'я та астеризми, багато з них мають власні назви. Видимий Всесвіт містить приблизно 1022–1024 зір, з яких лише близько 6000 видно неозброєним оком.
Життя зорі починається з гравітаційного колапсу газової туманності, що складається здебільшого з водню й гелію і містить невелику кількість важчих елементів. Початкова маса зорі головним чином визначає її еволюцію. Протягом більшості часу свого існування зоря світиться завдяки реакціям термоядерного синтезу, що перетворюють водень на гелій у її ядрі. Наприкінці життя зорі її ядро стає компактним об'єктом: білим карликом, нейтронною зорею або чорною дірою.
Зоряний нуклеосинтез створює майже всі природні хімічні елементи, важчі за літій. Утрата маси через зоряний вітер або вибухи наднових повертають хімічно збагачений матеріал у міжзоряне середовище, де з нього утворюються нові зорі. Астрономи можуть визначати властивості зір, включаючи масу, вік, металічність (хімічний склад), змінність, відстань і рух у просторі, проводячи спостереження їхньої видимої яскравості, спектра і змін положення на небі з часом.
Зорі можуть утворювати орбітальні системи з іншими астрономічними об'єктами, наприклад планетні системи й зоряні системи з двома або більше зорями. Компоненти систем можуть взаємодіяти, і це значним чином впливає на їхню еволюцію. Зорі теж утворюють частину набагато більших гравітаційно пов'язаних структур, таких як зоряні скупчення або галактики. Зорі нарівні з іншими небесними тілами вивчає наука астрономія. Моделювання фізичних процесів, що відбуваються в зорях, входить у коло зацікавлень астрофізики.
Етимологія
Слово «зоря» походить від , яке порівнюють з («жар», «присок») і žarà («зоря», «зоряниця»), дав.-прусск. sari («жар»).
Діалектне «звізда», яке засвідчене у багатьох слов'янських мовах (, , , , , ), походить від .
Латинське слово , давньогрецьке слово походять від праіндоєвропейського кореня «h₂stḗr», що також означає «зоря»; *h₂eh₁s перекладається як «горіти», а *-tēr — суфікс агентивності. Деякі вчені вважають, що це слово запозичене з аккадського istar (Венера), проте більшість мовознавців відкидає цю версію. Це слово споріднене (має спільний корінь) з такими словами: астероїд, астрал, Есфір.
Історія спостережень Стародавні греки виділяли два основні типи небесних об'єктів: нерухомі зорі і мандрівні зорі (планети). Нерухомі зорі рухаються з однаковою швидкістю й не змінюють положення одна відносно одної. До мандрівних зір належали дев'ять об'єктів, які рухалися інакше: Місяць, Сонце і планети Меркурій, Венера, Марс, Сатурн і Юпітер. Астрономи згрупували яскраві зорі в астеризми й сузір'я і використовували їх для відстеження руху планет, Місяця й Сонця. Рух Сонця на тлі зір (і горизонту) використовувався для створення календарів. Григоріанський календар, який зараз використовується майже скрізь у світі, є сонячним календарем.
Найдавніша точно датована зоряна карта з'явилася в давньоєгипетській астрономії в 1534 році до нашої ери. Найдавніші відомі зоряні каталоги склали давньовавилонські астрономи Месопотамії наприкінці 2-го тисячоліття до нашої ери під час каситського періоду (бл. 1531—1155 рр. до н. е.). Найдавніші записи китайської астрономії датуються періодом Чжаньґо (476—221 рр. до н. е.), але найдавніші збережені китайські зоряні каталоги астрономів Ши Шень і Гань Де знайшов у Шидзі в II столітті до нашої ери історик епохи правління династії Хань Сима Цянь. Найстаріше китайське зображення нічного неба знаходиться на лакованій коробці з гробниці володаря Ї Цзена V століття до нашої ери, хоча на ньому показані положення китайських сузір'їв за назвами і немає деяких зір.
Атлант Фарнезе — римська копія II століття нашої ери грецької статуї епохи еллінізму, на якій зображений титан Атлант, що тримає небесну сферу на своєму плечі. Це найдавніше зображення давньогрецьких сузір'їв із системою небесних координат, що збереглося до нашого часу. Через прецесію сузір'я повільно зміщуються відносно сітки координат. Порівнюючи положення 41 сузір'я з сіткою координат, можна точно визначити епоху, коли проводилися первинні спостереження. Ґрунтуючись на цій інформації, астрономи визначили, що сузір'я були каталогізовані в . Це вказує на те, що при створенні скульптури використовувався зоряний каталог грецького астронома Гіппарха II століття до нашої ери. Прикладом графічного зображення нічного неба часів Римської епохи є єгипетський Дендерський зодіак епохи Птолемеїв, датований 50 роком до нашої ери. Це барельєфна скульптура на стелі храмового комплексу Дендера. Вона являє собою планісферу, що графічно зображує зодіак, однак деякі зорі пропущені. Попри позірну незмінність неба, китайські астрономи знали, що на ньому можуть з'являтися нові зорі .
Найдавнішою рукописною зоряною картою, що збереглася, є Дуньхуанська карта зоряного неба, датована династією Тан (618—907), виявлена в печерах Моґао в Дуньхуані в провінції Ганьсу, розташованій уздовж Шовкового шляху. Це сувій завдовжки 210 см і завширшки 24,4 см, на якому зображене небо між схиленнями 40° на південь і 40° на північ на дванадцяти панелях. Також на тринадцятій панелі показане навколополярне північне небо. Загалом на карту нанесено 1345 зір, згрупованих у 257 астеризмів. Дата її створення точно невідома, але оцінюється на 705–710 роки нашої ери.
У XI столітті перський учений Аль-Біруні описав галактику Чумацький Шлях як безліч фрагментів, що мають властивості туманних зір, і вказав положення відомих зір під час місячного затемнення в 1019 році. 1584 року Джордано Бруно припустив, що деякі зорі схожі на Сонце й можуть мати інші планети, можливо, навіть схожі на Землю, які обертаються навколо них. Таку ідею раніше висловлювали давньогрецькі філософи Демокріт і Епікур, а також середньовічні ісламські космологи, зокрема Фахр аль-Дін аль-Разі. Італійський астроном в 1667 році записав спостереження змін яскравості зорі Алголь. Едмонд Галлей опублікував перші вимірювання власного руху пари сусідніх «нерухомих» зір, продемонструвавши, що вони змінили положення з часів давньогрецьких астрономів Птолемея і Гіппарха. 1690 року посмертно опубліковано атлас зоряного неба Firmamentum Sobiescianum польського астронома Яна Гевелія. Він містив 56 великих двосторінкових зоряних карт і покращив точність визначення положення зір південного неба. Він представив ще 11 сузір'їв, включно зі Щитом, Ящіркою і Гончими Псами.
Вільям Гершель був першим астрономом, який спробував визначити розподіл зір на небі. Протягом 1780-х років він установив серію датчиків у 600 напрямках і підрахував зорі, які спостерігалися вздовж кожної лінії зору. З цього він зробив висновок, що кількість зір неухильно зростає в напрямку до ядра Чумацького Шляху. Його син Джон Гершель повторив це дослідження в південній півкулі і виявив відповідне збільшення в тому самому напрямку.
У 1865 році Анджело Секкі почав класифікувати зорі за спектральними типами. Сучасну схему класифікації зір розробила астрономка Енні Джамп Кеннон на початку 1900-х років. Перше пряме вимірювання відстані до зорі поза нашою сонячною системою (61 Лебедя на відстані 11,4 світлових років, у 680 000 разів далі від Землі, ніж Сонце) здійснив у 1838 році Фрідріх Вільгельм Бессель за допомогою техніки паралакса. У XX столітті наукові дослідження зір розвивалися все швидше завдяки використанню фотографії. Також розробка фотоелектронного помножувача дозволила проводити точні вимірювання яскравості на кількох інтервалах довжин хвиль. 1921 року Альберт А. Майкельсон виконав перші вимірювання діаметра зір за допомогою інтерферометра на телескопі Гукера в обсерваторії Маунт-Вілсон. 1913 року розроблено діаграму Герцшпрунга — Рассела, що поклало початок астрофізичним дослідженням зір. Розроблено успішні моделі внутрішньої структури й еволюції зір. Сесілія Пейн-Гапошкін у своїй кандидатській дисертації 1925 року вперше припустила, що зорі складаються переважно з водню й гелію. Розуміння спектрів зір покращилося завдяки прогресу в квантовій фізиці. Це дозволило визначати хімічний склад зоряних атмосфер.
Зореутворення і еволюція зір
Зорі формуються в ділянках простору з порівняно більшою щільністю речовини, але ці ділянки менш щільні, ніж у вакуумній камері. Ці області знані як молекулярні хмари. Одним із прикладів такої ділянки зореутворення є туманність Оріона. Усі зорі проводять більшу частину свого існування як зорі головної послідовності, генеруючи енергію шляхом ядерного синтезу водню в гелій у своїх ядрах. Проте зорі різної маси на різних стадіях свого розвитку мають помітно різні властивості. Кінцева доля масивніших зір відрізняється від долі менш масивних зір, подібно як їхня світність і вплив на навколишнє середовище. Відповідно, астрономи часто групують зорі за їхньою масою:
Зорі дуже малої маси — менше ніж — цілком конвективні, рівномірно розподіляють гелій по всьому об'ємі під час перебування на головній послідовності, тому вони ніколи не спалюють гелій в оболонці навколо ядра й, відповідно, не перетворюються на червоних гігантів. Після вичерпання водню вони стають гелієвими білими карликами й повільно охолоджуються. Оскільки тривалість життя дуже легких зір перевищує вік Всесвіту, жодна така зоря ще не досягла стадії білого карлика. Зорі малої маси — від до ~ (зокрема Сонце) — залежно від свого складу стають червоними гігантами, коли в їхньому ядрі закінчується водень і вони починають спалювати гелій у ядрі після так званого спалаху гелієвого ядра. Пізніше, на асимптотичній гілці гігантів, у них утворюється вироджене вуглецево-кисневе ядро. На пізніших стадіях такі зорі відкидають зовнішню оболонку й утворюють планетарну туманність, а на місці зорі залишається її ядро у формі білого карлика. Зорі середньої маси — від ~ до ~ — проходять етапи еволюції, подібні до зір з малою масою, але після відносно короткого періоду на гілці червоних гігантів вони запалюють гелій без спалаху й перебувають протягом тривалого часу в ділянці червоного згущення, перш ніж утворити вироджене вуглекисневе ядро. Масивні зорі — понад ~. Після вичерпання водню в ядрі такі зорі стають надгігантами і починають синтезувати елементи, важчі за гелій. Вони закінчують своє життя, коли їхні ядра руйнуються і вони вибухають надновими.
Протозоря
Утворення зорі починається з гравітаційної нестабільності в молекулярній хмарі, спричиненої ділянками більшої густини, часто спричиненої стисненням хмар через випромінювання масивних зір, зіткненням різних молекулярних хмар або зіткненням галактик (як у галактиках зі спалахом зореутворення). Коли ділянка досягає достатньої щільності речовини, щоб задовольнити критерії нестабільності Джинса, вона починає западатися під дією власної сили тяжіння. Коли хмара руйнується, окремі конгломерації щільного пилу й газу утворюють глобули Бока. Коли глобула руйнується і щільність збільшується, гравітаційна енергія перетворюється на тепло, а температура підвищується. Далі протозоряна хмара досягає стабільного стану гідростатичної рівноваги, і в її центрі утворюється протозоря. Цей об'єкт ще не можна назвати зорею, оскільки температура в його ядрі недостатньо висока, щоб розпочалися термоядерні реакції. Протозорі часто оточені протопланетним диском і нагріваються переважно шляхом гравітаційного стискання.
Головна послідовність