Од гэдэг ньплазмаас тогтох гэрэлтэгч, цул бөмбөлөг юм.Нар ньДэлхийд хамгийн ойр орших од бөгөөд Дэлхийнэнергийн гол үүсгүүр болно. Харин бусад одыгшөнө харах боломжтой. Од нь түүний цөмд явагдаж буйцөмийн нэгдэх урвалаас (устөрөгч гели рүү хувирах) ялгарч буй энергиэс шалтгаалан гэрэлтдэг байна.Устөрөгч багелигээс хүндэлементүүд бараг бүгд оддын цөмд явагдах энэхүү урвалын үр дүнд үүссэн болно.
Однымасс , нас, химийн найрлага зэрэг олон шинж чанарыг, түүнийспектр ,гэрэлтэлт , хөдөлгөөн дээр тулгуурлан тогтоож болно. Одны нийт масс нь түүнийхөгжлийн үе шатыг тодорхойлдог үндсэн үзүүлэлт юм. Бусад шинжүүд жишээлбэл, диаметр, эргэлт, хөдөлгөөн, температур зэрэг нь түүний хөгжлийн үе шатаар тодорхойлогдоно. Одны температур ба гэрэлтэлтийг нь ашиглан (Херцсбрунг-Расселийн диаграмм,H–R диаграмм ) одны хөгжил, насыг тодорхойлж болно.
Од нь үндсэндээ устөрөгчөөс тогтсон (маш бага хэмжээний гели болон бусад хүнд элемент бүхий)мананцараас үүсэх ба үүний төв нь хангалттай нягт болоход, устөрөгчийн зарим нь цөмийн нэгдэх урвалаар гели рүү шилжиж эхлэнэ. Энэ урвалын үр дүнд ялгарч буй энергийг, үлдсэн хэсэг ньрадиац баконвекцийн процессоор тогтоон барина. Энэ процесс нь тухайн одыг богино хугацаанд мөхөхөөс хамгаалана. Ялгарах энергийн нөлөөгөөр одны гадаргуу орчимд стеллар салхи үүснэ, мөн задгай сансарт энерги цацагдана[ 1] нарны массаас [ 2] аварга улаан од гэж нэрлэнэ. Энэ төрлийн од нь мөхөж буй од бөгөөд улмаар хүнд элементүүдийг харьцангуй их хэмжээгээр агуулсан шинэ од үүсгэнэ[ 3]
Хос болон олон-одны систем нь хоёр ба түүнээс дээш одноос бүрдэх бөгөөд эдгээр однууд хоорондоо таталцлын хүчээр харилцан үйлчлэлцэж, биесээ тодорхой орбитоор тойрон эргэнэ. Хэрэв хоёр од хоорондоо ойрхон бол таталцлын хүчний харилцан үйлчлэл тэдгээродны хөгжилд их хэмжээгээр нөлөөлнө[ 4]
Ихэнхи тохиолдолдСИ системийн нэгжүүдийг ашиглана. Масс, гэрэлтэлт, радиус зэргийг Нартай харьцуулан хэмжинэ:
Ихээхэн хэмжээний урт, радиус зэргийг хэмжихдээастрономийн нэгж ашиглана.
Одны бараг бүх шинжийг түүний масс дээр тулгуурлан тодорхойж болно. Өөрөөр хэлбэл гэрэлтэлт, хэмжээ, хөгжлийн үе, нас зэргийг түүний масс дээр тулгуурлан тогтоож болно.
Ихэнхи одны нас 1 тэрбумаас 10 тэрбумын хооронд байдаг ба одоо мэдэгдэж буй хамгийн хөгшин од бол 13.2 тэрбум жилийн настайHE 1523-0901 од юм[ 7]
Ихнягттай , цул од богино хугацаанд мөхнө. Учир нь эдгээр одны цөм нь өндөрдаралт дор орших тул устөрөгч нь богино хугацаанд шавхагдаж дуусдаг байна. Иймэрхүү цул од дунджаар 1 тэрбум жилийн дараа мөхдөг бол, жижиг од (улаан одой од ) 10 тэрбумаас хэдэн зуун тэрбум жил орших боломжтой[ 8] [ 9]
Од үүсэж эхлэх үед тухайн одны массын 70% нь устөрөгч, 28% нь гели, үлдэх хэсэг нь бусадхүнд элементүүд байна.Төмөр нь өргөн тархалттай, хэмжихэд харьцангуй хялбар тул одны найрлага дахь хүнд элементийг тухайн одны агаар мандал дахь төмрийн агуулгатай харьцуулан тооцдог байна. Од үүсгэдэг мананцар ньсупернова тэсрэлтийн улмаас хүнд элементээр тасралтгүй баяжиж байгаа тул одны химийн элементийн найрлагаар тухайн одны насыг тодорхойлох боломжтой[ 10]
Хамгийн бага төмрийн агуулгатай од нь HE1327-2326 одой од бөгөөд Нар дахь төмрийн агуулгын 1/200,000-тэй тэнцэнэ[ 11] 14 Геркулус бөгөөд Нарнаас 3 дахин их төмрийн агуулгатай[ 12]
Однууд нь Дэлхийгээс асар хол зайд орших тул шөнө цэг шиг жижиг, мөн Дэлхийнагаар мандлаас болж анивчиж буй мэт харагддаг байна.
Одны хэмжээ нь 20-40 км-ээс (нейтрон од ) эхлээд Нарны диаметрээс 650 дахин их буюу ойролцоогоор 0.9 тэрбум км (жишээлбэл,Бетелгейз ) хүртэл хэлбэлзэнэ[ 13]
Нарыг тойрон эргэх нарны аймгийн гаригуудын хөдөлгөөний судалгаа ньгалактикийн бусад оддын үүсэл, нас, бүтэц, хөгжил зэргийг тайлбарлахад ихээхэн хувь нэмэр оруулна.
СУ Аур одны (залуу од) гадаргуугийн соронзон орон Соронзон орон нь одны дотоодод конвекцийн хөдөлгөөн үүсэж буй хэсэгт бий болно. Соронзон орны хэмжээ нь одны масс, найрлагаас, харин гадаргуугийн соронзон идэвхижилт нь одны эргэлтийн зэргээс хамаарна. Энэ гадаргуугийн идэвхижилт ньодны толбыг үүсгэнэ. Одны толбо гэдэг нь бусад гадаргуугийн хэсэгтэй харьцуулахад харьцангуй бага температуртай, хүчтэй соронзон орон бүхий талбайнууд юм.
Залуу, хурдан эргэлдэх однууд нь ихээхэнсоронзон оронтой байх тул гадаргуугийн өндөр идэвхижилттэй байна. Харин удаан эрлгэлттэй, хөгшин однууд нь гадаргуугийн соронзон идэвхижилт бага байна[ 14]
Одоогоор мэдэгдэж буй хамгийн хүнд, цул од болЭта Карини [ 15] Нумын ордны оддод хийсэн сүүлийн үеийн судалгааны үр дүнгээр, одны массын хамгийн дээд хэмжээг 150нарны масс гэж тооцсон байна[ 16]
Их тэсрэлтийн дараагаар үүссэн анхны однуудын масс >300 нарны масс байсан байж болох юм[ 17]
Одны тэнхлэгийн эргэлтийгспектроскопийн тусламжтайгаар ойролцоогоор, эсвэлодны толбын шилжилтээр харьцангуй нарийвчлалтайгаар тодорхойлж болно. Залуу одны эргэлт хурдан, ойролцоогоор >100 км/сек байна. Жишээлбэл, B-ангийн од болохАчернарын эргэлт 225 км/сек байдаг. Энэ одны экваторын болон туйлын диаметрийн зөрүү >50% байна. Хэрэв одны эргэлтын хурд 300 км/сек-ээс их болвол тухайн од сөнөх (задрах) болно[ 18]
Одны гадаргуугийн температур нь одны радиус, цөмөөс ялгарч буй энергийн хэмжээнээс хамаарна. Одны гадаргуугийн температурыгодны өнгөний индексээр тодорхойлно[ 19]
Цул оддын хувьд гадаргуугийн температур нь 50,000K байна. Нартай ойролцоо жижгэвтэр одны гадаргуугийн температур хэдэн мянган К, харинАварга улаан одны температур харьцангуй бага ойролцоогоор 3,600 K байна.
Од нь оддын системээсээ хамаарч хэлбэр төрх, үндсэн шинж, үүсэл хувирлаа тогтоож оршино.
↑ Bahcall, John N. (June 29, 2000)."How the Sun Shines" . Nobel Foundation. Татаж авсан:2006-08-30 . ↑ Richmond, Michael."Late stages of evolution for low-mass stars" . Rochester Institute of Technology. Татаж авсан:2006-08-04 . ↑ "Stellar Evolution & Death" . NASA Observatorium.Эх хувилбараас архивласан: 2008-02-10. Татаж авсан:2006-06-08 .↑ Iben, Icko, Jr. (1991)."Single and binary star evolution" .Astrophysical Journal Supplement Series .76 :55– 114. {{cite journal }}: CS1 maint: multiple names: authors list (link )↑5.0 5.1 I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003)."Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars" .The Astrophysical Journal .583 (2):1024– 1039. ↑ S. C. Tripathy, H. M. Antia (1999)."Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius" .Solar Physics .186 (1/2):1– 11. ↑ Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J. (May 11, 2007)."Nearby Star Is A Galactic Fossil" . Science Daily. Татаж авсан:2007-05-10 . {{cite news }}: CS1 maint: multiple names: authors list (link )↑ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. (2006-07-13)."How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?" . Scientific American. Татаж авсан:2007-05-11 . {{cite web }}: CS1 maint: multiple names: authors list (link )↑ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997)."The End of the Main Sequence" .The Astrophysical Journal .482 :420– 432. Татаж авсан:2007-05-11 . {{cite journal }}: CS1 maint: multiple names: authors list (link )↑ "A "Genetic Study" of the Galaxy" . ESO. September 12, 2006.Эх хувилбараас архивласан: 2008-07-06. Татаж авсан:2006-10-10 .↑ "Signatures Of The First Stars" . ScienceDaily. April 17, 2005. Татаж авсан:2006-10-10 .↑ Feltzing, S. (2000)."The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates" .Astronomy & Astrophysics .367 :253– 265. Татаж авсан:2007-11-27 . {{cite journal }}:Unknown parameter|coauthors= ignored (|author= suggested) (help ) ↑ Davis, Kate (December 1, 2000)."Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis" . AAVSO.Эх хувилбараас архивласан: 2003-07-05. Татаж авсан:2006-08-13 . ↑ Berdyugina, Svetlana V. (2005)."Starspots: A Key to the Stellar Dynamo" . Living Reviews. Татаж авсан:2007-06-21 . ↑ Nathan, Smith (1998)."The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender" . Astronomical Society of the Pacific.Эх хувилбараас архивласан: 2016-06-18. Татаж авсан:2006-08-13 . ↑ "NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy" . NASA News. March 3, 2005.Эх хувилбараас архивласан: 2020-04-10. Татаж авсан:2006-08-04 .↑ "Ferreting Out The First Stars" . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. September 22, 2005. Татаж авсан:2006-09-05 .↑ "Flattest Star Ever Seen" . ESO.June 11 ,2003 .Эх хувилбараас архивласан: 2006-10-07. Татаж авсан:2006-10-03 .{{cite news }}:Check date values in:|date= (help ) ↑ Strobel, Nick (2007-08-20)."Properties of Stars: Color and Temperature" .Astronomy Notes . Primis/McGraw-Hill, Inc.Архивласан огноо 2007-06-26. Татаж авсан:2007-10-09 . 
