Теория:
Звезда — состоящее из газа и плазмы небесное тело, в котором происходят или происходили термоядерные реакции.
Звёзды формируются из газопылевых облаков, которых довольно много во Вселенной.
Если такое облако достаточно плотное, то оно начнёт сжиматься под действием собственного тяготения. Такие облака называют протозвёздами.
Когда температура внутри протозвезды становится достаточно большой, начинаются реакции термоядерного синтеза гелия из водорода. Они становятся единственным источником энергии, и протозвезда превращается в звезду главной последовательности. С этого момента принято отсчитывать возраст звезды. Когда водород в ядре выгорает, звезда увеличивается в размерах и становится красным гигантом. В ней начинает происходить термоядерный синтез более тяжёлых элементов (см. рис. \(1\)).
 |
Рис. \(1\). Химический состав сверхгиганта на поздних стадиях эволюции |
Дальнейшая эволюция зависит от массы звезды.
Звезда с начальной массой меньше \(8\)–\(10\) солнечных масс сбрасывает оболочку, превращаясь в белый карлик. Он продолжает излучать свет за счёт высокой температуры внутри, постепенно остывая. Сброшенная оболочка становится планетарной туманностью.
 |
Рис. \(2\). Планетарная туманность NGC \(7293\) «Глаз Бога» |
Звезда большей массы превращается в нейтронную звезду в результате коллапса ядра, при котором происходит взрыв сверхновой.
 |
Рис. \(3\). Сверхновая SN \(1987\)A. Снимок телескопа «Джеймс Уэбб» |
Во внутренней части звезды выделяют ядро, в котором на протяжении большей части жизни звезды протекают термоядерные реакции, и зоны переноса энергии: лучистую и конвективную. Расположение этих зон зависит от массы звезды.
У звёзд, чья масса примерно равна солнечной, ядро окружено лучистой зоной, а над ней находится конвективная зона.
У звёзд, чья масса более чем в \(1,5\) раза превышает солнечную, ядро окружено конвективной зоной, над которой находится лучистая зона.
У звёзд, которые более чем в \(2\) раза легче Солнца, лучистая зона отсутствует.
 |
Рис. \(4\). Внутреннее строение звёзд |
Мощность \(P\) излучения звезды выражается формулой: \(P=R\cdot S\),
где \(S\) — площадь поверхности звезды, \(R\) — энергетическая (интегральная) светимость звезды. Последняя определяется законом Стефана — Больцмана:
\(R=\sigma\cdot T^4\),
где \(\sigma=5,67\cdot10^{-8}~\frac{Вт}{м^2\cdot ~Кл^4}\) — постоянная Стефана — Больцмана, \(T\) — температура поверхности звезды.
Во внешней части звезды — атмосфере — выделяют \(3\) составляющие:
- Фотосфера — излучает световые волны и является наиболее глубокой частью звёздной атмосферы. У звёзд типа Солнца температура фотосферы составляет \(4500\)–\(6500 \) К. В фотосфере появляются холодные области прорыва магнитного поля — звёздные пятна.
- Хромосфера — слой над фотосферой, который пронзают спикулы — потоки раскалённого газа. Температура хромосферы примерно в \(10\) раз превышает температуру фотосферы.
- Корона — наиболее горячая (несколько миллионов кельвинов) и разрежённая часть звёздной атмосферы, состоящая из раскалённой плазмы. Столь высокая температура короны является одной из нерешённых проблем современной астрофизики.
Рис. \(5\). Строение Солнца