Kas yra žvaigždė
Žvaigždė yra didelės masės (1029 -1032 kg) ir skersmens (3.105-1.109 km) įkaitusios plazmos rutulys, sudarytas daugiausiai iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesnių cheminių elementų priemaiša ir skleidžiantis elektromagnetinius spindulius, elektrintąsias daleles, neutrinus ir gravitacinį lauką. Žvaigždė įkaista vykstant ties jos centru ir aplink jį termobranduolinėms reakcijomis tarp vandenilio, helio, anglies, azoto, deguonies ir kitų cheminių elementų atomų branduolių, taip pat dėl gravitacinės energijos traukiantis žvaigždei. Ties centru temperatūra siekia nuo 10 mln. iki šimtų mln. kelvinų. Didesniąją savo egzistavimo trukmės dalį žvaigždės dujos yra termodinaminėje pusiausvyroje, t.y. jos paviršiaus išspinduliuojamas energijos kiekis maždaug lygus gelmėse pagaminamam energijos kiekiui. Žvaigždė taip pat yra hidrostatinėje pusiausvyroje t.y. dujų slėgis, veikiantis į išorę dėl slėgio gradiento, atsveria gravitacines jėgas, veikiančias į vidų. Šis jėgų balansas galioja kiekviename žvaigždės tūrio taške. Kai jėgų pusiausvyra pažeidžiama, žvaigždė ima plėstis arba trauktis.
Energija iš žvaigždės gelmių į paviršių skverbiasi šiluminio laidumo, konvekcijos ir spinduliavimo būdais. Kuris iš šių energijos pernašų būdų vyrauja, priklauso nuo žvaigždės medžiagos skaidrumo: kuo žvaigždės medžiaga skaidresnė, tuo greičiau energija pasiekia jos paviršių. Kadangi medžiagos tankis didesnėje žvaigždės dalyje mažas, šiluminis laidumas elektronais yra nežymus. Todėl žvaigždėje energija daugiausiai sklinda konvencine ir spinduline pernaša. Kuo didesnis tankis ir sunkiųjų cheminių elementų kiekis, tuo mažiau skaidri medžiaga. Kylant temperatūrai, didėja ir medžiagos skaidrumas.
Žvaigždžių sandara
Stebėjimams prieinamos tik žvaigždžių fotosferos ir virš jų esantys sluoksniai, duomenis apie žvaigždžių gelmes turime gauti grynai teoriškai. Gravitacijos jėgų veikiamas, dujų rutulys stengiasi susitraukti, sukristi į centrą. Jam priešinasi dujų slėgio gradiento ir spindulių srauto slėgio jėgos, kurios nukreiptos į išorę ir stengiasi dujų rutulį išplėsti ir išsklaidyti.
Medžiagos tankis žvaigždėje mažėja, einant iš centro į išorę. Štai saulės centre tankis ura 160 g/cm3 , o paviršiuje sumažėja iki 10-7-10-8 g/cm3 , o tai yra 104-105 kartų mažiau atmosferos tankis ties Žemės paviršiumi. Kai spinduliai pasiekia tokio mažo tankio žvaigždės sluoksnius, jie jau nekliudomi apleidžia žvaigždę. Šis žvaigždės sluoksnis, kuris spinduliuoja į erdvę daugiausia energijos, vadinamas fotosfera.Iš žemiausio fotosferos sluoksnio sklinda ištisinis spektras, o truputį aukštesniuose jos sluoksniuose susidaro tamsios absorbcijos linijos. Dauguma žvaigždžių energijos pasiskirstymu ištisiniame spektre primena įvairios temperatūros idealiuosius
spindulius.
Žvaigždės gelmėse branduolinių reakcijų išskirta energija tiesiogiai į erdvę neištrūksta. Elektromagnetiniai spinduliai, praėję kelis milimetrus ar centimetrus, vėl absorbuojami ir išspinduliuojami visomis kryptimis, taip pat išsklaidomi į šalis pakeliui sutiktų atomų branduolių, jonų, atomų ir elektronų. Taigi energija į viršų sklinda labai laužyta trajektorija, pakeliui į paviršių užtrukdama kelis milijonus metų. Taip aukštesni žvaigždės sluoksniai lyg antklodė neleidžia ataušti gilesniems sluoksniams. Kai kuriais atvejais spinduliai nespėja pernešti ateinančio iš centro energijos srauto. Tada prasideda konvekcija – vienos, karštesnės, dujų srovės kyla aukštyn, kitos, vėlesnės, leidžiasi žemyn. Kiekvieno žvaigždės sluoksnio temperatūra priklauso nuo to, kaip energija atsiranda ir kokiu būdu bei greičiu pernešama.
Žvaigždžių atmosfera
Žvaigždės atmosfera laikomi tie jos išoriniai sluoksniai, kuriuose susidaro elektromagnetiniai spinduliai, tiesiogiai skleidžiami į kosminę erdvę. Tai fotosfera, chromosfera ir vainikas. Fotosfera yra giliausias atmosferos sluoksnis, Saulės tipo žvaigždėse siekiantis 300-500 km storį. Milžinių ir supermilžinių fotosferos esti 100-1000 kartų storesnės, nes fotosferos storis kinta atvirkščiai proporcingai gravitacijos pagreičio dydžiui žvaigždės paviršiuje. Saulės atveju fotosfera yra matomasis spindintis jos paviršius,
kurio tankis einant gilyn greitai didėja, paslėpdamas gilesnius sluoksnius. Ties Saulės fotosferos vidine riba temperatūra yra 8000 K, o ties išorine riba- 4500 K. Saulės disko pakraštyje regėjimo spindulys niekada nekerta gilesnių fotosferos sluoksnių. Taigi ties disko kraštu mes matome tik išorinius, vėsesnius fotosferos sluoksnius, kurie yra tamsesni. Šis reiškinys vadinamas limbo patamsėjimu.
Chromosfera
Fotosferoje dujų temperatūra krinta, einant į išorę. Tam tikrame lygyje virš fotosferos, kur dujų tankis sumažėja, įvyksta temperatūros eigos inversija- ten prasideda chromosfera. Tolstant nuo centro, temperatūra ima didėti: iš pradžių lėtai, vėliau staigiai. Manoma, kad tokį temperatūros didėjimą chromosferoje sukelia garsinės ir magnetohidrodinaminės smūginės bangos, sukeliamos dujų konvekcijos srovių sąveikos su magnetiniu lauku. Skiriami du chromosferos sluoksniai – žemutinis iki 2000 km
virš fotosferos ir iki 7000 K temperatūros ir viršutinis – iki 4000 km virš fotosferos ir 40-50 tūkst. K temperatūros.