Žvaigždžių vidaus sandara

Žvaigždžių vidaus sandaros, chem. sudėties ir kitų charakteristikų lėtas negrįžtamas kitimas. Žvaigždės susidaro iš šaltos tarpžvaigždinės medžiagos dėl jos dujų atomų, molekulių ir dulkių gravitacinės sąveikos. Gravitacinio traukimosi stadijos medžiagos gniužulas vadinamas prožvaigžde. Kai prožvaigždė pasiekia Hercšprungo ir Raselo diagramos pagr. seką ir beveik nustoja trauktis, prasideda jos žvaigždinė stadija; žvaigždės centr. srityje prasideda termobranduolinės reakcijos, per kurias vandenilis virsta heliu. Pagr. sekoje žvaigždės išbūna ilgiausią savo evoliucijos trukmės dalį. Žvaigždės šerdyje visam vandeniliui virtus heliu, vandenilio virsmo heliu brand. rreakcijos prasideda žiediniame sluoksnyje aplink šerdį. Šerdis sparčiai traukiasi, jos t-ra kyla, žvaigždės išoriniai sluoksniai plečiasi ir vėsta. Žvaigždė palieka pagr. seką ir virsta raudonąja milžine arba supermilžine. Šerdies t-rai pakilus iki ~100 mln. K, helio branduoliai pradeda jungtis į anglies branduolius, ir žvaigždė pereina į horizontalioją seką. Tokios žvaigždės centre helis virsta anglimi, o sferiniame sluoksnyje aplink šerdį vandenilis virsta heliu. Mažėjant helio ištekliams šerdyje, ji vėl ima trauktis ir kaisti. Kai šerdyje visai pasibaigia helis, jis virsta anglimi ssferiniame sluoksnyje aplink šerdį, ir žvaigždė asimptotine seka vėl grįžta į raudonųjų milžinių seką. Tuo metu ji turi dvi sferines brand. reakcijų zonas – išorinį sluoksnį, kuriame vandenilis virsta heliu, ir vidinį sluoksnį, kuriame helis virsta anglimi. Brand. reakcijų zonai ppriartėjus prie žvaigždės išorinių sluoksnių, žvaigždė juos nusimeta; jie išsisklaido erdvėje planetiškojo ūko pavidalu. Likusi karšta žvaigždės šerdis susitraukia ir virsta baltąja nykštuke. Taip evoliucionuoja žvaigždės, kurių pradinė masė, joms būnant pagr. sekoje, mažesnė nei ~2 M . Didelės masės žvaigždės (>8 ) evoliucionuoja kitaip: sprogusios kaip supernovos, jos virsta neutroninėmis žvaigždėmis (pulsarais) arba juodosiomis bedugnėmis

Visų žvaigždžių spektrai yra tolydiniai su daugybe absorbcijos linijų, priklausančių įvairiems elementams. Pagal vienų ar kitų elementų linijų buvimą ir jų tamsį žvaigždės skirstomos į spektrines klases O-B-A-F- G-K-M (temperatūros žemėjimo kryptimi). O ir B spektr. klasių žv. spinduliavimo stiprio maksimumas yra ultravioletiniame spektro ruože, A žv. – violetiniame ruože, F žv. – mėlynajame ruože, G žv. – žaliajame ir geltonajame ruože, K ir M žžv. – raudonajame ir infraraudonajame ruože. B, A ir F sp. klasių žv. spektruose matomi intensyvumo šuoliai ties Laimano, Balmerio, Pašeno ir kitų vandenilio serijų ribomis. O sp. klasės žv. spektruose matomos jonizuoto helio linijos, B sp. klasės – neutralaus helio ir vandenilio linijos, A ir F sp. klasės – vandenilio ir kai kurių metalų linijos, G-K sp. klasių – daugybė metalų linijų (ypač stiprios Ca, Fe, Na, Mg linijos), M sp. klasės – metalų linijos ir TiO molekulių juostos. AAnglingųjų R ir N sp. klasių žv. spektruose be metalų linijų matomos C2, CN ir CH molekulių juostos, o cirkoningųjų S sp. klasės žv. spektruose – ZrO molekulių juostos. Kai kurių tipų žv. (Volfo-Raje, Of, Oe, Be, Herbigo žvaigždžių, orionidžių, novų, supernovų ir kt.) spektruose stebimos emisijos linijos.

Žvaigždžių fizik. būsenos diagrama. Jos abscisė žymi žvaigždžių spektr. klasę, ją atitinkančią efektinę t-rą arba spalvos rodiklį, ordinatė – abs. ryškį M arba šviesį L (pav.). Žvaigždės vieta HR diagramoje vaizduojama tašku; jis yra tuo aukščiau, kuo didesnė žvaigždės spinduliavimo galia, ir tuo kairiau, kuo aukštesnė jos efektinė t-ra. Didžiausio skersmens žvaigždės yra diagramos viršutiniame dešiniajame kampe, mažiausio – apatiniame kairiajame. Dauguma žvaigždžių išsidėsto išilgai palyginti siauros juostos, kuri eina nuo diagramos kairiojo viršutinio kampo žemyn į dešinę – tai pagrindinės sekos žvaigždės. F, G, K, M spektr. klasių pagr. sekos žvaigždės dar vadinamos nykštukėmis. O-F spektr. klasių žvaigždės, šviesesnės už pagr. sekos žvaigždes ~1 ryškiu, ir G-K-M spektr. klasių žvaigždės, šviesesnės už pagr. sekos žvaigždes 4-14 ryškių, sudaro milžinių seką. Didesnį šių žvaigždžių šviesį lemia dešimtis kartų didesnis jų skersmuo. HR diagramos viršuje yra supermilžinės, kurių šviesis ~105 kartų viršija Saulės šviesį, o skersmenys – šimtus ir tūkstančius kartų tos pačios sspektr. klasės pagr. sekos žvaigždžių skersmenis. Diagramos apačioje kairėje yra baltųjų nykštukių seka. Baltųjų nykštukių šviesis šimtus ir tūkstančius kartų mażesnis negu tos pačios spektr. klasės pagr. sekos žvaigždžių; tai rodo, kad baltosios nykštukės turi mažus (kelių dešimčių tūkstančių kilometrų) skersmenis. Šiek tiek žemiau F-G-K spektr. klasių pagr. sekos žvaigždžių yra mažesnio šviesio ir skersmens subnykštukės, tarp pagr. sekos ir milžinių sekos žvaigždžių – submilžinės. Kai kuriose HR diagramos vietose grupuojasi kintamosios žvaigždės (žr. Nestabilumo juosta). HR diagramą 1905-1913 sudarė E. Hercšprungas ir H. Raselas.