За рідкісними винятками діаметри зірок не піддаються прямому вимірюванню: навіть у найбільші телескопи зірки виглядають точками через гігантські відстаней до них. Звичайно, Сонце є винятком: його кутовий діаметр (32ў) легко виміряти; ще в кількох найбільших і близьких зірок з великими труднощами вдається виміряти кутовий розмір і, знаючи відстань до них, визначити їх лінійний діаметр. Ці дані наведені нижче у таблиці.
НАЙБІЛЬШІ ЗІРКИ НАШОЇ ГАЛАКТИКИ

Зірка Кутовий діаметр (секунди дуги)
Паралакс (секунди дуги)
Лінійний діаметр (млн. км)

Бетельгейзе 0,040
0,005
1368

a Геркулеса 0,030
0,004
1110

Антарес 0,040
0,020
306

b Пегаса 0,021
0,020
153

Альдебаран 0,020
0,050
63

Арктур ​​0,020
0,090
32

У деяких випадках вдається прямо визначити лінійні діаметри зірок в подвійних системах. Якщо зірки періодично закривають один одного, то за тривалістю затемнення, вимірявши по зсуві спектральних ліній орбітальну швидкість зірок, можна обчислити їх діаметр.
Для переважної більшості зірок діаметри визначають опосередковано, на основі законів випромінювання. Визначивши з вигляду спектра температуру зірки, на основі законів фізики можна обчислити інтенсивність випромінювання її поверхні. Знаючи повну світність, вже легко обчислити площу поверхні і діаметр зірки. Отримані таким чином діаметри добре узгоджуються з виміряними безпосередньо.
Протягом життя розмір зірки сильно змінюється. Вона починає свою еволюцію як стискаються газова хмара величезного розміру, потім тривалий час залишається у вигляді нормальної зірки, а в кінці свого життя збільшується в десятки разів, стаючи гігантом, скидає оболонку і перетворюється в маленький «білий карлик» або зовсім крихітну «нейтронну зірку» . Див також Нейтронна зірка; ПУЛЬСАР.
Зоряні населення. У 1944 американський астроном німецького походження В. Бааде запропонував розділити зірки на два типи, які він назвав Населенням I і Населенням II. До Населенню I він відніс молоді зірки та пов'язані з ними міжзоряні газ і пил, які спостерігаються в спіральних рукавах галактик і розсіяних скупченнях. Населення II складається зі старих зірок, що зустрічаються в кульових скупченнях, еліптичних галактиках і центральних областях спіральних галактик. Найяскравіші зірки Населення I - це блакитні надгіганти, які раз в 100 яскравіше, ніж найяскравіші зірки Населення II, червоні гіганти. У зірок Населення I значно вищий вміст важких елементів. Концепція зоряних населень мала велике значення для розвитку теорії еволюції зірок.
Рухи зірок. Зазвичай рух зірки характеризують з двох точок зору: як орбітальний рух навколо центру Галактики і як відносний рух у групі найближчих зірок. Наприклад, Сонце обертається навколо центру Галактики зі швидкість ок. 240 км / с, а по відношенню до оточуючих його зіркам рухається значно повільніше, зі швидкістю бл. 19 км / с.
Основною системою відліку для вимірювання руху зірок служить Галактика в цілому. Але для земного спостерігача зазвичай зручніше використовувати систему відліку, пов'язану з центром Сонячної системи, фактично - із Сонцем. По відношенню до Сонця найближчі зірки рухаються зі швидкостями від 10 км / с і вище. Але відстані до зірок такі великі, що фігури сузір'їв змінюються лише за багато тисячоліть. Переміщення зірочок вперше виявив у 1718 Е. Галлей, порівнюючи їх положення, точно визначені ним в Грінвічі, з тими, які вказав у своєму каталозі Птолемей (2 ст. Н.е.).


Кутове переміщення зірки на небесній сфері по відношенню до далеких зірок називають її «власним рухом» і висловлюють зазвичай в кутових секундах за рік. Так, власний рух Арктура 2,3 ўў / рік, а Сіріуса 1,3 ўў / рік. Найбільше власний рух у зірки Барнарда, 10,3 ўў / рік.
Щоб обчислити лінійну швидкість зірки в кілометрах за секунду, використовують формулу T = 4,74 m / p, де T - тангенціальна швидкість (тобто компонента повній швидкості, спрямована поперек променя зору), m-власний рух у секундах дуги за рік і p - паралакс.
Променева швидкість. Швидкість зірки вздовж променя зору, яку називають променевої швидкістю, вимірюється по доплеровскому зміщення ліній у її спектрі з точністю до часток кілометра в секунду. Зсув ліній в червону сторону спектра говорить про видалення зірки від Землі, а в блакитну - про наближення. Швидкості зірок не такі великі, щоб це призвело до зміни кольору зірки, але швидке рух далеких галактик вельми помітно змінює їх колір. Вимірювання доплерівського зсуву ліній - дуже тонка операція. У телескопі одночасно зі спектром зірки на ту ж платівку фотографують спектр лабораторного джерела з точно відомим положенням ліній. Потім за допомогою вимірювальної машини, обладнаної потужним мікроскопом, з точністю до 1 мкм визначається зміщення ліній (Dl) в спектрі зірки щодо тих же ліній лабораторного джерела з довжиною хвилі l. Променева швидкість зірки визначається за формулою V = cDl / l, де c - швидкість світла. Ця формула придатна для нормальних зоряних швидкостей, але для швидко рухомих галактик вона не підходить. Точність вимірювання променевих швидкостей зірок не залежить від відстані до них, а цілком визначається можливістю отримувати хороші спектри і точно вимірювати в них положення ліній. Проте точність вимірювання тангенціальних швидкостей зірок залежить не тільки від акуратності вимірювання їх власного руху, але і від їх паралакса, тобто від відстані до них: чим більше відстань, тим нижче точність.

Просторова швидкість. Променева і тангенціальна швидкості - це компоненти повної просторової швидкості зірки по відношенню до Сонця (її легко обчислити по теоремі Піфагора). Щоб рух самого Сонця «не втручалася» в цю швидкість, її зазвичай перераховують по відношенню до «місцевим стандарту спокою» - штучної системі координат, в якій середнє рух навколосонячних зірочок дорівнює нулю. Швидкість зірки по відношенню до місцевого стандарту спокою називають її «пекулярні швидкістю».

Кожна із зірок звертається по орбіті навколо центру Галактики. Зірки Населення I звертаються по майже кругових орбітах, які лежать в площині галактичного диска. Сонце і сусідні з ним зірки теж рухаються по орбітах, близьким до кругового, зі швидкістю близько 240 км / с, завершуючи оборот за 200 млн. років (галактичний рік). Зірки Населення II рухаються по еліптичних орбітах з різними ексцентриситетами і наклонениями до площини Галактики, наближаючись до галактичного центру в перігалактіі орбіти і віддаляючись від нього в апогалактіі. Основний час вони проводять у районі апогалактія, де їх рух сповільнюється. Але по відношенню до Сонця їх швидкості великі, тому їх називають «високошвидкісними зірками».
Подвійні зірки. Близько половини всіх зірок входить до складу подвійних і більш складних систем. Центр мас такої системи рухається по орбіті навколо центру Галактики, а окремі зірки обертаються навколо центру мас системи. У подвійній зірці один компонент звертається навколо іншого у відповідності з гармонійним (третім) законом Кеплера:


де m1 і m2 - маси зірок в одиницях маси Сонця, P - період обертання в роках і D - відстань між зірками в астрономічних одиницях. Обидві зірки при цьому звертаються навколо загального центру мас, причому їх відстані від цього центру обернено пропорційні їх масам. Визначивши щодо навколишніх зірок орбіту кожного з компонентів подвійної системи, легко знайти відношення їх мас. Див також Кеплером закони.
Багато подвійні зірки рухаються так близько одна до одної, що помітити їх окремо в телескоп неможливо; їх двоїстість можна виявити тільки за спектрами. У результаті орбітального руху кожна із зірок періодично то наближається до нас, то віддаляється. Це викликає доплеровское зміщення ліній у її спектрі. Якщо світності обох зірок близькі, то спостерігається періодичне роздвоєння кожної спектральної лінії. Якщо ж одна із зірок набагато яскравіше, то спостерігається тільки спектр більш яскравої зірки, в якому всі лінії періодично вагаються.
Змінні зірки. Видимий блиск зірки може змінюватися з двох причин: або змінюється світність зірки, або що-то її загороджує від спостерігача, наприклад, друга зірка в подвійній системі. Зірки зі змінною світністю діляться на пульсуючі і еруптивні (тобто вибухають). Існує два найважливіших типу пульсуючих змінних - Ліріди і цефеїди. Перші, змінні типу RR Ліри, мають приблизно однакову абсолютну зоряну величину і періоди коротше доби. У цефеїд, змінних типу d Цефея, періоди зміни блиску тісно пов'язані з їх середньої світністю. Обидва типи пульсуючих змінних дуже важливі, оскільки знання їх світності дозволяє визначати відстані. Американський астроном Х. Шеплі використовував Ліріди для вимірювання відстаней в нашій Галактиці, а його колега Е. Хаббл використовував цефеїди для визначення відстані до галактики в Андромеду.
Еруптивні змінні бувають різних типів. Такі, як SS Лебедя, спалахують час від часу абсолютно непередбачувано. Вибухи нових зірок відбуваються дуже рідко, але потужно; при цьому вони не руйнують зірку, що представляє собою білий карлик в тісному подвійній системі. Коли на його поверхні накопичується досить речовини, що падає з нормальною сусідньої зірки, воно вибухає. Це може відбуватися неодноразово. Наднові зірки вибухають тільки раз, але вже так, що за яскравістю порівнюються з цілою галактикою. Такий вибух майже повністю руйнує зірку. Див також НОВА ЗІРКА; Наднової Зірки; ЗМІННІ ЗІРКИ.
Кольори зірок. Зірки мають самі різні кольори. У Арктура жовто-оранжевий відтінок, Ригель біло-блакитний, Антарес яскраво-червоний. Домінуючий колір в спектрі зірки залежить від температури її поверхні. Газова оболонка зірки веде себе майже як ідеальний випромінювач (абсолютно чорне тіло) і цілком підпорядковується класичними законами випромінювання М. Планка (1858-1947), Й. Стефана (1835-1893) і В. Вина (1864-1928), що зв'язує температуру тіла і характер його випромінювання. Закон Планка описує розподіл енергії в спектрі тіла. Він вказує, що зі зростанням температури підвищується повний потік випромінювання, а максимум у спектрі зсувається в бік коротких хвиль. Довжина хвилі (в сантиметрах), на яку припадає максимум випромінювання, визначається законом Вина: lmax = 0,29 / T. Саме цей закон пояснює червоний колір Антареса (T = 3500 K) і голубуватий колір Ригеля (T = 18000 К). Закон Стефана дає повний потік випромінювання на всіх довжинах хвиль (у ВАТ з квадратного метра): E = 5,67 ґ10-8 T 4.
Спектри зірок. Вивчення зоряних спектрів - це фундамент сучасної астрофізики. За спектром можна визначити хімічний склад, температуру, тиск і швидкість руху газу в атмосфері зірки. За доплеровскому зміщення ліній вимірюють швидкість руху самої зірки, наприклад, по орбіті в подвійній системі.
У спектрах більшості зірок видно лінії поглинання, тобто вузькі розриви в безперервному розподіл випромінювання. Їх називають також фраунгоферових або абсорбційними лініями. Вони утворюються в спектрі тому, що випромінювання гарячих нижніх шарів атмосфери зірки, проходячи крізь більш холодні верхні шари, поглинається на деяких довжинах хвиль, характерних для певних атомів і молекул.
Спектри поглинання зірок сильно розрізняються; однак інтенсивність ліній будь-якого хімічного елемента далеко не завжди відображає його істинну кількість в атмосфері зірки: у значно більшому ступені вид спектра залежить від температури зоряної поверхні. Наприклад, атоми заліза є в атмосфері більшості зірок. Проте лінії нейтрального заліза відсутні в спектрах гарячих зірок, оскільки всі атоми заліза там ионизована. Водень - це головний компонент всіх зірок. Але оптичні лінії водню не видно в спектрах холодних зірок, де він недостатньо збуджений, і в спектрах дуже гарячих зірок, де він повністю ионизована. Зате в спектрах помірно гарячих зірок з температурою поверхні ок. 10 000 К найпотужніші лінії поглинання - це лінії бальмеровской серії водню, які утворюються при переходах атомів з другого енергетичного рівня.
Тиск газу в атмосфері зірки також має деякий вплив на спектр. При однаковій температурі лінії іонізованих атомів сильніше в атмосферах з низьким тиском, оскільки там ці атоми рідше захоплюють електрони і, отже, довше живуть. Тиск атмосфери тісно пов'язано з розміром і масою, а значить і зі світністю зірки даного спектрального класу. Встановивши за спектром тиск, можна обчислити світимість зірки і, порівнюючи її з видимим блиском, визначити «модуль відстані» (M - m) і лінійне відстань до зірки. Цей дуже корисний метод називають методом спектральних паралаксів.
Показник кольору. Спектр зірки і її температура тісно пов'язані з показником кольору, тобто з відношенням яркостей зірки в жовтому і блакитному діапазонах спектра. Закон Планка, що описує розподіл енергії в спектрі, дає вираз для показника кольору: CI = 7200 / T - 0,64. У холодних зірок показник кольору вище, ніж у гарячих, тобто холодні зірки щодо яскравіше в жовтих променях, ніж у блакитних. Гарячі (блакитні) зірки виглядають більш яскравими на звичайних фотопластинках, а холодні зірки виглядають яскравіше для ока і особливих фотоемульсій, чутливих до жовтих променів.
Спектральна класифікація. Все розмаїття зоряних спектрів можна укласти в логічну систему. Гарвардська спектральна класифікація вперше була представлена ​​в Каталозі зоряних спектрів Генрі Дрепера, підготовленого під керівництвом Е. Пікерінга (1846-1919). Спочатку спектри були розставлені по інтенсивності ліній і позначені літерами в алфавітному порядку. Але розвинена пізніше фізична теорія спектрів дозволила розташувати їх у температурну послідовність. Літерне позначення спектрів не змінили, і тепер порядок основних спектральних класів від гарячих до холодних зірок виглядає так: OBAFGK M. Додатковими класами R, N і S позначені спектри, схожі на K і M, але з іншим хімічним складом. Між кожними двома класами введені підкласи, позначені цифрами від 0 до 9. Наприклад, спектр типу A5 знаходиться посередині між A0 і F0. Додатковими літерами іноді відзначають особливості зірок: «d» - карлик, «D» - білий карлик, «p» - пекулярні (незвичайний) спектр.
Найбільш точну спектральну класифікацію представляє система МК, створена У. Морганом і Ф. Кінаном в Йоркській обсерваторії. Це двовимірна система, в якій спектри розставлені як по температурі, так і по світності зірок. Її спадкоємність з одномірної Гарвардської класифікацією в тому, що температурна послідовність виражена тими ж літерами і цифрами (A3, K5, G2 і т.д.). Але додатково введені класи світності, відмічені римськими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V та VI, відповідно вказують на яскраві надгіганти, надгіганти, яскраві гіганти, нормальні гіганти, субгіганти, карлики (зірки головної послідовності) та субкарлики. Наприклад, позначення G2 V відноситься до зірки типу Сонця, а позначення G2 III показує, що це нормальний гігант з температурою приблизно як у Сонця.
Гарвардському спектральної класифікації

Спектральний клас Ефективна температура, К
Колір

O 26000-35000
Блакитний
У 12000-25000
Біло-блакитний
А 8000-11000
Білий
F 6200-7900
Жовто-білий
G 5000-6100
Жовтий
До 3500-4900
Помаранчевий
М 2600-3400
Червоний
Послідовності зірок. У 1905-1913 Е. Герцшпрунг в Данії і Г. Рессел в США незалежно знайшли емпіричний зв'язок між температурою (спектральним класом) і світністю зірок. Вони виявили, що більшість зірок лежить уздовж широкої смуги на діаграмі температура - світність. Ця смуга, названа «головною послідовністю», проходить від верхнього лівого кута діаграми, де знаходяться гарячі і яскраві О і В зірки, до правого нижнього кута, населеному холодними і тьмяним К і М карликами.
Відкриття головної послідовності стало сюрпризом: було неясно, чому зірки з певною температурою поверхні не можуть мати який завгодно розмір, а отже і світність. Виявилося, що радіус зірки і температура її поверхні пов'язані один з одним.

На діаграмі Герцшпрунга - Рессела виявилася і друга послідовність - гілка гігантів, широкою смугою що відходить від середини головної послідовності (клас G, абсолютна зоряна величина +1) майже перпендикулярно їй у бік верхнього правого кута діаграми (клас М, абсолютна величина -1). На гілки гігантів лежать зірки великого розміру і досить високої світності, на відміну від карликів, що населяють головну послідовність. Вони розділені «провалом Герцшпрунга».

У нижньому лівому куті діаграми розташувалися білі карлики - незвичайні зірки з високою температурою поверхні, але низькою світністю, що вказує на їх дуже маленький розмір. У цих залишках еволюції нормальних зірок уже не відбувається термоядерних реакцій, і вони повільно остигають.
Через кілька десятиліть після відкриття Герцшпрунга і Рессела з'ясувалося, що у різних груп зір діаграми температура-світність істотно розрізняються. Особливо чітко це простежується при порівнянні зоряних скупчень, у кожному з яких всі зірки мають однаковий вік. Діаграми розсіяних скупчень, таких, як Гіади і Плеяди, в цілому схожі на діаграму навколосонячних зірок і різко відрізняються від діаграм кульових скупчень, таких, як велике скупчення в Геркулесові, де яскрава частина головної послідовності відсутня, а нижня її частина замикається з гілкою гігантів, круто йде нагору, в область великих светимостей. Такі діаграми виявилися характерними для зірок Населення II, а діаграми розсіяних скупчень типові для зірок Населення I. Таким чином, діаграма Герцшпрунга - Рессела служить важливим інструментом для з'ясування еволюційного статусу зоряних населень.
Зоряні скупчення. Відомі три різних типи зоряних угруповань: зоряні асоціації, кульові скупчення і розсіяні скупчення (іноді їх називають «відкритими» або «галактичними»). Зоряні скупчення дуже цінні для астрофізики, оскільки це групи зірок, однаково віддалених від нас і сформувалися одночасно з речовини одного хмари. Зірки в межах одного скупчення розрізняються лише вихідною масою, що значно полегшує вивчення їх еволюції.
Зоряні асоціації. Це відносно розріджені угруповання зірок, що розлітаються від загального центру, де вони, ймовірно, народилися. Якщо простежити їх траєкторії назад, то виявляється, що вони «рушили в дорогу» лише близько мільйона років тому - зовсім нещодавно за зоряним масштабами. Асоціації розташовані в спіральних рукавах Галактики, там же, де сконцентровано міжзоряний речовина, з якого формуються зірки. Відомо менше ста асоціацій, і всі вони складаються з молодих, яскравих і масивних зірок в основному спектральних класів О і В. Зірки меншої маси в асоціаціях теж є, але їх складніше розпізнати. Коли через кілька мільйонів років еволюція О і В зірочок закінчиться, помітити на небі нині відомі асоціації стане неможливо. Все говорить про те, що асоціації - короткоживучі освіти. Можливо, більша частина зірок у Галактиці народилася саме в складі асоціацій.
Розсіяні скупчення. Чудовими представниками зоряних скупчень більш високого порядку служать Плеяди, Гіади і Ясла. Якщо в асоціаціях спостерігається зазвичай не більше 100 зірок, то у розсіяних скупченнях - близько 1000. Більш щільно упаковані, вони можуть значно довше протистояти руйнівній гравітаційному впливу Галактики; наприклад, вік скупчення Плеяди, визначений за увазі його діаграми Герцшпрунга - Рессела, бл. 50 млн. років. Ще більш щільні скупчення можуть зберігатися сотні мільйонів років, одне з найстаріших розсіяних скупчень М 67 є і найбільш щільним з них. Відомо більше 1000 розсіяних скупчень, проте ще багато тисяч їх напевно ховаються у віддалених областях Галактики.
Кульові скупчення. Ці скупчення у багатьох відношеннях відрізняються від розсіяних скупчень і асоціацій. До цих пір виявлено близько 150 кульові скупчень і, схоже, це майже все, що є в Галактиці. Не помітити їх важко: при діаметрі від 40 до 900 св. років вони містять від 10 000 до декількох мільйонів зірок. Такі «монстри» видно на великих відстанях. До того ж вони не ховаються в запиленому диску Галактики, а заповнюють весь її обсяг, концентруючись до галактичного ядра.
Фотографії кульових скупчень, таких, як М 13 в сузір'ї Геркулеса, представляють вражаюче видовище. У центрі скупчення зірки здаються злилися в єдине місиво, хоча в дійсності відстані між ними не так вже й низькі і зіткнення зірок практично не відбуваються. Кожна із зірок рухається по орбіті навколо центру скупчення, а воно саме рухається по орбіті навколо центру Галактики.
Завдяки своїй великій масі і щільності кульові скупчення дуже стійкі, вони майже без змін існують мільярди років. Їх зірки народилися в епоху формування Галактики, вони містять мало важких елементів і відносяться до Населенню II. У нашу епоху такі зірки вже не формуються.
Джерела енергії зірок. Коли теорія Ейнштейна сповістила про еквівалентність маси (m) та енергії (E), пов'язаних співвідношенням E = mc2, де c - швидкість світла, стало ясно, що для підтримки випромінювання Сонця з потужністю 4ґ1026 Вт необхідно щомиті перетворювати у випромінювання 4,5 млн. т його маси. За земними мірками ця величина виглядає великою, але для Сонця, що має масу 2ґ1027 т, така втрата залишається непомітною протягом мільярдів років.
Випромінювання зірок підтримується в основному за рахунок двох типів термоядерних реакцій. У масивних зірок це реакції вуглець-азотного циклу, а в маломасивних зірок типу Сонця це протон-протонні реакції. У перших вуглець відіграє роль каталізатора: сам не витрачається, але сприяє перетворенню інших елементів, у результаті чого 4 ядра водню об'єднуються в одне ядро ​​гелію.
Вуглець-12 +
протон ®
азот-13 + гамма-промені
азот-13 ®
вуглець-13 +
позитрон + нейтрино
вуглець-13 +
протон ®
азот-14 + гамма-промені
азот-14 +
протон ®
кисень-15 + гамма-промені
кисень-15 ®
азот-15 +
позитрон + гамма-промені
азот-15 +
протон ®
вуглець-12 + гелій-4
Виражені в атомних одиницях, маси ядер водню і гелію становлять відповідно 1,00813 і 4,00389. Чотири водневих ядра (тобто протона) мають масу 4,03252 і, отже, на 0,02863 а.о., або на 0,7% перевершують масу ядра гелію. Ця різниця перетворюється в енергійні гамма-кванти, які, багато разів поглинаючись і випромінюючи, поступово просочуються до поверхні зірки і залишають її у вигляді світла. Схожі трансформації речовини відбуваються і в протон-протонної реакції:
протон +
протон & ®
дейтрона +
позитрон + нейтрино
дейтрона +
протон & ®
гелій-3 +
гамма-промені
гелій-3 +
гелій-3 & ®
гелій-4 +
2 протони
У принципі можливо безліч інших термоядерних реакцій, але розрахунки показують, що при температурах, що панують в ядрах зірок, саме реакції цих двох циклів відбуваються найбільш інтенсивно і дають вихід енергії, в точності необхідний для підтримки спостережуваного випромінювання зірок.
Як бачимо, зірка - це природна установка для керованих термоядерних реакцій. Якщо створити в земній лабораторії такі ж температуру і тиск плазми, то і в ній почнуться такі ж ядерні реакції. Але як утримати цю плазму в межах лабораторії? Адже у нас немає матеріалу, який би витримав дотик речовини з температурою 10-20 млн. До і при цьому не випарувався. А зірку цього не потрібно: її потужна гравітація з успіхом протистоїть гігантському тиску плазми.
Поки в зірку протікають протон-протонна реакція або вуглець-азотний цикл, вона знаходиться на головній послідовності, де проводить основну частину життя. Пізніше, коли у зірки утворюється гелиевое ядро ​​і температура в ньому підвищиться, відбувається «гелієва спалах», тобто починаються реакції перетворення гелію в більш важкі елементи, також приводять до виділення енергії.
Будова зірок. Може здатися, що неможливо дізнатися що-небудь про внутрішню будову зірок. Не тільки далекі зірки, а й наше Сонце здається абсолютно недоступним для вивчення його надр. Тим не менше про будову зірок ми знаємо не менше, ніж про будову Землі. Справа в тому, що зірки - це газові кулі, в більшості своїй - стабільні, які не відчувають ні колапсу, ні розширення. Тому на будь-якій глибині тиск газу дорівнює вазі верхніх шарів, а потік випромінювання пропорційний перепаду температури від внутрішніх гарячих до зовнішніх холодним верствам. Цих умов, сформульованих у вигляді математичних рівнянь, достатньо, щоб на основі законів поведінки газу розрахувати структуру зірки, тобто зміна тиску, температури і щільності з глибиною. При цьому з спостережень потрібно знати тільки масу, радіус, світність і хімічний склад зірки, щоб теоретично визначити її структуру. Розрахунки показують, що в центрі Сонця температура сягає 16 млн. К, щільність 160 г/см3, а тиск 400 млрд. атм.
Зірка є природного саморегулюючою системою. Якщо з якоїсь причини потужність енерговиділення в ядрі зірки не зможе компенсувати випромінювання енергії з поверхні, то зірка не зможе протистояти гравітації: вона почне стискатися, від цього підвищиться температура в її ядрі і зросте інтенсивність ядерних реакцій - таким чином баланс енергії буде відновлено.
Еволюція зірок. Зірка починає своє життя як холодне розріджений хмара міжзоряного газу, стискається під дією власного тяжіння. При стисненні енергія гравітації переходить в тепло, і температура газового глобули зростає. У минулому столітті взагалі вважали, що енергії, що виділяється при стиску зірки, достатньо для підтримки її світності, але геологічні дані прийшли в протиріччя з цією гіпотезою: вік Землі виявився значно більше того часу, протягом якого Сонце могло б підтримувати своє випромінювання за рахунок стиснення (бл. 30 млн. років).
Стиснення зірки призводить до підвищення температури в її ядрі, а коли вона досягає декількох мільйонів градусів, починаються термоядерні реакції, і стиск припиняється. У такому стані зірка перебуває більшу частину свого життя, перебуваючи на головній послідовності діаграми Герцшпрунга - Рессела, поки не закінчаться запаси палива в її ядрі. Коли в центрі зірки весь водень перетвориться на гелій, термоядерний горіння водню продовжується на периферії гелієвого ядра.


У цей період структура зірки починає помітно змінюватися. Її світність росте, зовнішні шари розширюються, а температура поверхні знижується - зірка стає червоним гігантом. На гілки гігантів зірка проводить значно менше часу, ніж на головній послідовності. Коли маса її ізотермічного гелієвого ядра стає значною, воно не витримує власної ваги і починає стискуватися; зростаюча при цьому температура стимулює термоядерне перетворення гелію в більш важкі елементи.
Білі карлики і нейтронні зірки. Незабаром після гелієвої спалаху «спалахують» вуглець і кисень; кожна з цих подій викликає сильну перебудову зірки та її швидке переміщення по діаграмі Герцшпрунга - Рессела. Розмір атмосфери зірки збільшується ще більше, і вона починає інтенсивно втрачати газ у вигляді розлітаються потоків зоряного вітру. Доля центральній частині зірки повністю залежить від її початкової маси: ядро ​​зірки може закінчити свою еволюцію як білий карлик, нейтронна зірка (пульсар) або чорна діра.
Переважна більшість зірок, і Сонце в тому числі, закінчують еволюцію, стискаючись до тих пір, поки тиск вироджених електронів не врівноважить гравітацію. У цьому стані, коли розмір зірки зменшується в сотню разів, а щільність стає в мільйон разів більша за густину води, зірку називають білим карликом. Вона позбавлена ​​джерел енергії і, поступово остигаючи, стає темною і невидимою.
У зірок більш масивних, ніж Сонце, тиск вироджених електронів не може стримати стиснення ядра, і воно продовжується до тих пір, поки більшість частинок не перетвориться на нейтрони, упаковані так щільно, що розмір зірки вимірюється кілометрами, а щільність в 100 млн. разів перевищує щільність води. Такий об'єкт називають нейтронної зіркою, його рівновага підтримується тиском виродженого нейтронного речовини. Див також нейтронних зірок.
Чорні діри. У зірок більш масивних, ніж попередники нейтронних зірок, ядра відчувають повний гравітаційної колапс. У міру стиснення такого об'єкта сила тяжіння на його поверхні зростає настільки, що ніякі частинки і навіть світло не можуть її покинути, - об'єкт стає невидимим. У його околиці істотно змінюються властивості простору-часу; їх може описати тільки загальна теорія відносності. Такі об'єкти називають чорними дірами.
Якщо попередник чорної діри був членом затменной подвійної системи, то і чорна діра буде продовжувати звертатися навколо сусідній нормальної зірки. Про це газ з атмосфери зірки може потрапляти в околицю чорної діри і падати на неї. Але перш ніж зникнути в області невидимості (під горизонтом подій), він розігріється до високої температури й стане джерелом рентгенівського випромінювання, яке можна спостерігати за допомогою спеціальних телескопів. Коли нормальна зірка затуляє чорну діру, рентгенівське випромінювання повинне пропадати.
Кілька затемнюваних подвійних з рентгенівськими джерелами вже виявлено; в них підозрюють наявність чорних дір. Приклад такої системи - об'єкт Лебідь X-1. Спектральний аналіз показав, що орбітальний період цієї системи 5,6 добу, і з таким же періодом відбуваються рентгенівські затемнення. Майже немає сумнівів, що там знаходиться чорна діра. Див також ЧОРНА ДІРА.
Тривалість еволюції зірок. Якщо відволіктися від деяких катастрофічних епізодів у житті зірок, то людське життя надто коротке, щоб помітити еволюційні зміни кожної конкретної зірки. Тому про еволюцію зірок судять так само, як про зростання дерев у лісі, тобто одночасно спостерігаючи безліч екземплярів, що знаходяться в даний момент на різних стадіях еволюції.
Швидкість і картина еволюції зірки майже повністю визначаються її масою; деякий вплив робить і хімічний склад. Зірка може бути фізично молодий, але вже еволюційно постарілої в такому ж сенсі, як місячний мишеня старше однорічного слоненяти. Справа в тому, що інтенсивність виділення енергії (світність) зірок дуже швидко зростає із зростанням їхньої маси. Тому більш масивні зірки набагато швидше спалюють своє пальне, ніж маломасивні.
Яскраві масивні зірки верхній частині головної послідовності (спектральні класи О, В і А) живуть значно менше, ніж зірки типу Сонця і ще менш масивні члени нижньої частини головної послідовності. Тому що народилися одночасно з Сонцем зірки класів О, В і А вже давно закінчили свою еволюцію, а ті, що спостерігаються зараз (наприклад, в сузір'ї Оріона), повинні були народитися відносно недавно.
В околиці Сонця зустрічаються зірки різного фізичного і еволюційного віку. Проте в кожному зоряному скупченні всі його члени мають практично однаковий фізичний вік. Вивчаючи наймолодші скупчення з віком ок. 1 млн. років, ми бачимо всі його зірки на головній послідовності, а деякі ще тільки наближаються до неї. У більш старих скупченнях найбільш яскраві зірки вже покинули головну послідовність і стали червоними гігантами. У найбільш старих скупчень залишилася лише нижня частина головної послідовності, але зате багато населені зірками гілку гігантів і наступна за нею горизонтальна гілка.
Якщо порівняти між собою діаграми Герцшпрунга - Рессела різних розсіяних скупчень, то можна легко зрозуміти, яке з них старше. Про це судять за положенням точки обриву головної послідовності, що відзначає вершину її збереглася нижній частині. У подвійного скупчення h і c Персея ця точка лежить значно вище, ніж у скупчень Плеяди і Гіади, отже, воно набагато молодший від них.
Діаграми Герцшпрунга - Рессела кульових скупчень вказують на їх дуже великий вік, близький до віку самої Галактики. Ці скупчення складаються із зірок, що сформувалися в ту далеку епоху, коли речовина Галактики майже не містило важких елементів. Тому їх еволюція протікає не зовсім так, як у сучасних зірок,