3. Внутреннее строение звёзд

Высокая светимость З., поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них огромных количеств энергии. Совр. физика указывает два возможных источника энергии З.- гравитац. сжатие, приводящее к выделению гравитационной. энергии, и термоядерные реакции, в результате к-рых из ядер лёгких элементов синтезируются ядра более тяжёлых элементов и выделяется большое количество энергии.

Энергии гравитац. сжатия, как показывают расчёты, было бы достаточно для поддержания светимости Солнца в течение всего лишь 30 млн. лет, в то время как из геологических и др. данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет. Гравитац. сжатие может служить источником энергии лишь для очень молодых З. (напр., типа Т Тельца). С другой стороны, термоядерные реакции протекают с достаточной скоростью лишь при темп-рах, в тысячи раз превышающих темп-ру поверхности З. Так, для Солнца темп-ра, при к-рой термоядерные реакции могут выделять необходимое количество энергии, составляет по различным расчётам от 12 до 15 млн. К. В недрах З. при темп-рах > 10⁷ К и огромных плотностях газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях З. может находиться в стационарном состоянии лишь благодаря тому, что в каждом её слое внутр. давление газа уравновешивается действием сил тяготения. Такое состояние наз. гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная З. представляет собой газовый (точнее, плазменный) шар, находящийся в состоянии гидростатич. равновесия. Если внутри З. темп-ра по к.-л. причине повысится, З. должна раздуться, т. к. возрастёт давление в её недрах. Силы тяготения не смогут предотвратить расширения З., т. к. у поверхности расширяющейся З. они не увеличатся, а наоборот, уменьшатся (сила тяготения убывает обратно пропорционально квадрату расстояния). Отсюда вытекает, что для сохранения гидростатич. равновесия З. с большей темп-рой при прочих равных условиях должны иметь меньшие размеры. Зависимость между размерами З. определённого хим. состава и темп-рой в её недрах можно сформулировать так: темп-ра Т в центре З. пропорциональна отношению массы З.  к её радиусу R, т. е. . Здесь следует сразу сделать оговорку: всё сказанное относится к химически однородным (гомогенным) звёздным моделям. В таких моделях плотность вещества плавно меняется по радиусу. Но эти модели не соответствуют, напр., строению т. н. красных гигантов, состоящих из плотного горячего ядра (гелиевого или углеродно-кислородного) и протяжённой сравнительно холодной разреженной оболочки. Для красных гигантов были предложены гетерогенные (химически неоднородные) модели, в к-рых плотность резко падает при переходе от ядра к оболочке. Но для громадного большинства З. вполне пригодны гомогенные модели. Такие З. наз. звёздами главной последовательности, к ним относится и наше Солнце.

Существует ещё одна особенность, связанная с гидростатич. равновесием З. Оказывается, что для нагрева З. от неё нужно отбирать энергию, а не подводить, как при нагреве тел в земных условиях. Действительно, если З. отдаёт свою энергию наружу, то темп-ра и давление в ней уменьшаются. Силы тяготения, не уравновешенные внутр. давлением, будут сжимать З. и совершать работу, превращающуюся в теплоту. Работа силы тяготения при сжатии оказывается вдвое больше, чем отвод энергии наружу, т. к. гравитац. энергия З. вдвое больше энергии теплового движения частиц газа (см. Вириала теорема), и З. нагревается, хотя и теряет энергию. Наоборот, при подводе энергии к находящейся в равновесии З. она расширится и, совершив работу против сил тяготения, охладится. Эти выводы иногда формулируют так: З., находящаяся в гидростатич. равновесии, обладает отрицательной теплоёмкостью.

Стационарное состояние З. характеризуется не только механическим, но и тепловым равновесием. Тепловое равновесие означает, что процессы выделения энергии в недрах З., процессы теплоотвода энергии из недр к поверхности и процессы излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. Казалось бы, при тепловом равновесии количество энергии, излучаемой З. в единицу времени (светимость З.), должно зависеть только от интенсивности ядерных реакций, "вырабатывающих" эту энергию. Однако теория показывает, что светимость слабо зависит от скорости выделения энергии и определяется в основном законом теплоотвода. Здесь вновь проявляется один из парадоксов гидростатич. равновесия. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то З., как уже было сказано выше, начнёт сжиматься и разогреваться. Это приведёт к ускорению ядерных реакций, и тепловой баланс будет вновь восстановлен. Звезда оказывается в этом смысле устойчивой саморегулирующейся системой.

Перенос энергии из центральной зоны, где она выделяется, к поверхности З. у громадного большинства З. осуществляется излучением. При этом тепловое равновесие сводится к лучистому равновесию. В более внешних слоях жёлтых и красных З. перенос осуществляется конвекцией. Только в белых карликах существенную роль играет электронная теплопроводность (перенос энергии электронами). На своём пути излучение подвергается многократному рассеянию без изменения частоты, а также поглощению с последующим испусканием (переизлучению, см. Атмосферы звезд). Расчёт потока энергии в З. основывается на теории лучистого переноса. Поток оказывается пропорциональным перепаду темп-ры на единице длины (градиенту темп-ры), кроме того, поток сильно зависит от темп-ры. При низких плотностях и высоких темп-рах, когда осн. роль играет рассеяние излучения на свободных электронах, поток пропорционален кубу темп-ры (Т³) и обратно пропорционален плотности. С понижением темп-ры и повышением плотности, когда в игру вступают процессы переизлучения, зависимость потока от температуры и плотности становится ещё более сильной.

Для З., состоящих только из водорода и гелия, процессы лучистой теплопроводности рассчитываются сравнительно просто и надёжно. Положение усложняется при наличии тяжёлых атомов, поскольку лучистый перенос сильно зависит от хим. состава среды.

Итак, светимость химически однородной З. при данной массе определяется в основном законом теплоотвода. Если теплоотвод определяется только рассеянием на свободных электронах, а давление - радиацией (см. Давление излучения), то зависимость светимости от массы  имеет наипростейший вид: . Если же давление определяется горячей плазмой, то и совсем не зависит от радиуса R. В другом предельном случае, когда переизлучение гораздо существеннее рассеяния,. Чем больше масса З., тем существеннее роль рассеяния в сравнении с поглощением, т. е. с переизлучением. Но соотношение этих процессов зависит, как было отмечено, весьма сильно от хим. состава вещества З. Поэтому не существует единого соотношения масса - светимость для всех З. Имеется ряд таких соотношений для групп З., близких по хим. составу, а также для химически однородных и неоднородных З.

Важнейшее общее св-во соотношения масса - светимость заключается в том, что светимость З.(за исключением самых массивных) пропорциональна массе в степени, превышающей единицу. Запас же ядерной энергии в З. просто пропорционален массе. Следовательно, чем больше масса З., тем быстрее она должна израсходовать свои внутр. источники энергии. Сроки эволюции тем меньше, чем больше массы З. Для наиболее массивных З. . Время жизни таких З. по мере увеличения их массы перестаёт уменьшаться и стремится к определённой величине 3,5 млн. лет, очень малой по космич. масштабам.

Т. о., З. с большими светимостями - это либо молодые З. (голубые гиганты класса О), либо З., недавно вступившие в ту или иную стадию эволюции (красные сверхгиганты).

Рассмотренный выше механизм саморегулирования определяет радиус З. Радиус должен быть таким, чтобы близ центра З. были обеспечены температура и плотность, достаточные для выделения в ядерных реакциях энергии, требуемой зависимостью масса - светимость. Т. о., зависимость масса - радиус определяется законом тепловыделения. При очень сильной зависимости тепловыделения от темп-ры З. её радиус пропорционален массе, что отвечает постоянной темп-ре T_c в центре З. (в этом случае T_c зависит только от хим. состава З.).

Радиусы известны из прямых измерений только для немногих З. Сравнение радиусов химически однородных моделей З. главной последовательности с измеренными радиусами З. показывает хорошее согласие.

Радиусы большинства З. находят косвенным путём по светимости и эффективной темп-ре, к-рая однозначно связана со спектр, классом или показателем цвета. Массы известны только для Солнца и ряда двойных З. Поэтому удобно исключить массу из двух рассмотренных соотношений и перейти от радиуса к непосредственно наблюдаемым величинам: эффективной темп-ре или показателю цвета. Так получаются важнейшие зависимости: цвет - светимость, если за независимую переменную берётся показатель цвета, и диаграмма Герцшпрунга - Ресселла (д.Г. - Р.), если пользуются эффективной темп-рой Т_э. Обычно Т_эзаменяют спектр, классом З., т. к. каждому классу отвечает определённая Т_э, а светимость - абс. звёздной величиной, к-рая пропорциональна логарифму светимости. Построенную таким образом д. Г. - Р. (рис. 3, а) применяют для сравнения выводов теории эволюции З. с наблюдаемыми фактами.

От левого верхнего до правого нижнего угла д. Г.-Р. проходит главная последовательность, на к-рой находится большинство З. плоской составляющей Галактики, ниже её располагаются белые карлики. Выше главной последовательности лежат как молодые З., находящиеся в стадии гравитац. сжатия, так и З., далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути - красные и жёлтые гиганты, сверхгиганты.

Относительную распространённость З. разных типов в Галактике можно охарактеризовать так: на 10 млн. красных карликов приходится ок. 1 млн. белых карликов, примерно 1000 гигантов и только одна З.-сверхгигант. В сравнительно молодых звёздных системах главная последовательность выражена ещё ярче. У З. сферической составляющей Галактики верхняя часть главной последовательности отсутствует, зато резко выражены ветви красных и жёлтых гигантов (рис. 3, б). Эти особенности д. Г.-Р. рассмотрены в ст. Эволюция звёзд.

Рис. 3. Диаграмма Герцшпрунга - Ресселла (по данным наблюдений): а) для звезд плоской подсистемы Галактики; 6) для звёзд шаровых скоплений, типичных представителей звёзд сферической подсистемы.