Звёзды, гигантские самосветящиеся плазменные (газовые) шары, по своей природе сходные с Солнцем (рис. 1). С Земли даже в самые сильные телескопы все звёзды (за исключением Солнца) видны как светящиеся точки. Раскрыть природу звёзд помогли физические методы исследования и знание общих законов природы, действующих как в земных, так и в космических условиях. Основной источник информации о звёздах – наблюдения во всех доступных диапазонах длин волн электромагнитного излучения, в том числе с космических аппаратов. Анализ звёздных спектров даёт сведения о состоянии внешних слоёв звёзд – их атмосфер. Так, сравнение спектров звёзд со спектром Солнца позволило сделать вывод, что Солнце – обычная звезда.Рис. 1. Изображение Солнца в видимом диапазоне спектра. На снимке видны активные области, содержащие солнечные пятна. Также отчётливо заметен эффект потемнения диска Cолнца к краю, обусловленный радиальным градиентом температуры: в центральной части диска наблюдатель видит более глубокие, более горячие слои.Рис. 1. Изображение Солнца в видимом диапазоне спектра. На снимке видны активные области, содержащие солнечные пятна. Также отчётливо заметен эффект потемнения диска Cолнца к краю, обусловленный радиальным градиентом температуры: в центральной части диска наблюдатель видит более глубокие, более горячие слои. О внутреннем строении звёзд и их эволюции известно в основном по результатам теоретического моделирования и их сопоставлению с данными наблюдений.

В звёздах сосредоточена основная масса видимого вещества галактик. Звёзды – мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца. Вещество звезды представляет собой частично или полностью (в центре звезды) ионизованную плазму. На поздних стадиях эволюции звёзд вещество звёздных недр переходит в состояние вырожденного газа (в вырожденных звёздах) или нейтронного вещества (в нейтронных звёздах).

Звёзды в пространстве не распределены равномерно, а образуют звёздные системы различных типов. К ним относятся двойные звёзды, кратные звёзды, звёздные скопления и галактики. Самые малые системы – двойные и кратные (тройные, четырёхкратные и т. д.) звёзды. Более крупные системы, содержащие от нескольких десятков до миллионов звёзд, называются звёздными скоплениями. Наиболее крупными системами звёзд являются галактики. Наша звёздная система – Галактика – содержит несколько сотен миллиардов звёзд.

Для удобства ориентирования небесная сфера разделена на созвездия. Отдельные звёзды в созвездиях обозначают буквами греческого и латинского алфавитов или сочетанием букв и цифр согласно системам обозначений, принятым в звёздных каталогах.

Большинство звёзд находится в стационарном состоянии, т. е. изменений их физических характеристик со временем не наблюдается. Однако существуют и такие звёзды, свойства которых меняются заметным образом, – это нестационарные звёзды (в том числе переменные). Одни переменные звёзды изменяют своё состояние регулярным образом, другие – нерегулярным. Существуют звёзды (в частности, новые звёзды), в которых время от времени происходят вспышки излучения. При вспышках сверхновых звёзд большая часть вещества звезды (а в некоторых случаях и всё вещество) может быть рассеяна в пространстве.

Краткая история изучения звёзд

В конце 16 в. Дж. Бруно утверждал, что звёзды – это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 г. немецкий астроном Й. Фабрициус впервые описал наблюдение переменной звёзды (Миры Кита). В 1718 г. Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх звёзд. В 1836–1839 гг. В. Я. Струве, Ф. В. Бессель и Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких звёзд. С середины 19 в. для изучения звёзд стали использоваться фотография и спектроскопия. В 1863 г. итальянский астроном А. Секки предложил первую спектральную классификацию звёзд. В 1900 г. А. А. Белопольский экспериментально доказал справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдательных данных и развитие физики расширили представление о звёздах.

В начале 20 в. произошёл переворот в научных представлениях о звёздах. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучать структуру звёзд, условия равновесия их вещества, источники энергии. Это было связано с успехами атомной физики, которые привели к созданию количественной теории звёздных спектров, а также с достижениями ядерной физики, позволившими провести расчёты источников энергии и внутреннего строения звёзд. Наиболее важные результаты были получены Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, Э. Герцшпрунгом, Г. Н. Расселом, Р. Кристи (США), Л. Д. Ландау. В конце 1930-х гг. Х. Бете и К. Ф. фон Вейцзеккер указали конкретные цепочки реакций ядерного горения водорода, обеспечивающих энерговыделение в звёздах. Во 2-й половине 20 в. исследования звёзд приобрели ещё бо́льшую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением ЭВМ (М. Шварцшильд, А. Сэндидж, Хаяси Тюсиро и др.). В 1950–1960-х гг. была создана теория происхождения химических элементов в звёздах (Э. М. Бербидж, Дж. Бербидж, А. Камерон, У. А. Фаулер, Ф. Хойл). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах звёзд (Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (Я. Оорт, П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.). К концу 20 в. создана последовательная теория строения и эволюции звёзд.

Основные характеристики звёзд

Характеристики звёзд можно разделить на кажущиеся (видимые) и истинные (абсолютные). Видимые характеристики зависят как от свойств самой звезды, так и от расстояния до неё и от свойств вещества в пространстве между звездой и наблюдателем, а также от методов и приборов, с помощью которых ведётся наблюдение. Важнейшей видимой характеристикой звезды служит её блеск; его принято выражать в логарифмической шкале звёздных величин. Самая яркая звезда ночного неба – Сириус – по потоку излучения в сотни раз превосходит предельно слабые звёзды, видимые невооружённым глазом.

Звёзды отличаются друг от друга спектральным составом излучения, поэтому яркость звезды зависит от спектральной чувствительности метода измерения. В современной многоцветной астрофотометрии звёзд выделяют полосы в ультрафиолетовой (U), синей (В), визуальной (V), красной (R), инфракрасной (I) и других областях спектра. Разность звёздных величин в соседних областях спектра называют показателем цвета. Это количественная мера цвета звезды. Чем краснее звезда, тем больше показатель цвета и тем ниже температура её поверхности. Если одинаковые звёзды находятся на разных расстояниях от нас, то чем ближе звезда, тем ярче она кажется (тем больше создаваемая ею освещённость у поверхности Земли).

Полную мощность излучения (светимость) звезды можно определить только в том случае, если кроме видимой яркости звезды известно ещё и расстояние до неё. Если расстояние до звезды неизвестно, то её светимость оценивают по приближённым эмпирическим зависимостям. Так, температура большей части звёзд определяет их светимость. Кроме того, для переменных звёзд типа цефеид существует зависимость периода пульсации от светимости.

Важнейшее значение в астрофизике имеет спектральная классификация звёзд. Спектральные классы звёзд установлены эмпирически по ряду характерных особенностей спектра звезды. В первую очередь спектральные классы характеризуют температуру поверхности звезды, от которой зависят возбуждение и ионизация атомов, т. е. факторы, определяющие наличие тех или иных линий и их интенсивность в звёздных спектрах. Классы обозначаются по традиции заглавными латинскими буквами. Основные спектральные классы О, В, A, F, G, K, М, L расположены в порядке понижения температуры поверхности звезды. Самые горячие (50 тыс. К) звёзды (голубые) относятся к классу О, а самые холодные (2–3 тыс. К) звёзды (красные) – к классам М и L.

Кроме спектральной классификации существует классификация звёзд по их светимости. По простейшей классификации различают звёзды-гиганты и звёзды-карлики. При более подробной классификации выделяют сверхгиганты, субгиганты, субкарлики и т. д. Эти подразделения образуют последовательности звёзд на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, отражающей связь температуры звезды с её светимостью. Большинство звёзд на этой диаграмме образует главную последовательность; на главной последовательности находится и Солнце.

Основными параметрами звезды являются светимость $L,$ масса $M,$ радиус $R.$ Их численные значения принято выражать соответственно в единицах светимости Солнца $(L_{\odot}=3,\!85\cdot10^{26}\ Вт),$ массы Солнца $(M_{\odot}=1,\!99\cdot10^{30}\ кг)$ и радиуса Солнца $(R_{\odot}=6,\!96\cdot10^8\ м).$

Если бы все звёзды имели одинаковый химический состав, то их светимость и радиус были бы однозначными функциями массы звезды. В действительности в ходе эволюции по мере протекания термоядерных реакций в недрах звезды химический состав и распределение химических элементов внутри неё меняются со временем. В молодых звёздах и в наружных слоях всех звёзд преобладают водород (72–75 % по массе) и гелий (23–25 %); остальные химические элементы (среди них наиболее распространены кислород, азот, железо, углерод, неон) составляют в сумме от 0,001 до 4 % и встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. На поздних стадиях эволюции звёзды имеют сложную структуру; они состоят из плотного, в основном гелиевого, ядра и оболочки исходного химического состава.

Массы звёзд непосредственно определены только для Солнца и для некоторых двойных звёзд, при этом для определения массы используются законы Кеплера. Косвенно массы звёзд можно оценить по соотношению масса – светимость или спектру звезды. По современным данным, массы звёзд составляют примерно от $0,\!1\,M_{\odot}$ до $100\,M_{\odot}.$

Радиусы звёзд определяются непосредственно для затменных двойных звёзд, т. е. систем, ориентированных по отношению к нам так, что одна звезда периодически заслоняет другую. Кроме того, для небольшого числа близких звёзд удалось определить радиусы методами интерферометрии и спекл-интерферометрии. Радиусы звёзд заключены в пределах от $0,\!01\,R_{\odot}$ (белые карлики) и даже нескольких километров (нейтронные звёзды) до $100\!-\!1000\,R_{\odot}$ (сверхгиганты).

Из-за того что звёзды излучают не как абсолютно чёрное тело, распределение энергии в спектре звезды нельзя описать единой температурой. Поэтому температура поверхности (фотосферы) звезды, определяемая по наблюдаемому излучению, зависит от конкретного способа её нахождения. К основным параметрам следует отнести эффективную температуру $(T_э)$ звезды, т. е. температуру, которую имела бы поверхность звезды, если бы она излучала как абсолютно чёрное тело той же светимости. Поток энергии $ε$ с единицы поверхности звёзды связан с $T_э$ законом излучения Стефана – Больцмана: $ε=σT_э^4$ ($σ$ – постоянная Стефана – Больцмана). Поэтому, зная светимость и радиус звезды, можно рассчитать $T_э,$ и наоборот. С другой стороны, $T_э$ может быть определена по спектральному классу звезды. Полные светимости звёзд (во всём диапазоне электромагнитных волн) составляют от $10^{-4} L_{\odot}$ (слабые карлики) до $10^6 L_{\odot}$ (горячие сверхгиганты).

Внутреннее строение звёзд

Высокая светимость звёзд, поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них огромного количества энергии. Современная физика указывает два возможных источника энергии звезды – гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии, и термоядерные реакции, в результате которых из атомных ядер лёгких химических элементов синтезируются ядра более тяжёлых элементов и выделяется большое количество энергии.

Как показывают расчёты, энергии гравитационного сжатия было бы достаточно для поддержания светимости Солнца на наблюдаемом уровне в течение всего лишь 30 млн лет, в то время как из геологических и других данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет. Гравитационное сжатие может служить источником энергии лишь для самых молодых звёзд (например, звёзд типа Т Тельца). Термоядерные реакции протекают со скоростью, достаточной для поддержания светимости звёзды на наблюдаемом уровне, лишь при температурах от 5 до 100 млн К. В недрах звезды при таких температурах и огромных плотностях газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях звезда может находиться в равновесном состоянии лишь благодаря тому, что давление газа (и излучения), стремящееся расширить звезду, уравновешивается действием сил тяготения, стремящихся её сжать. Такое состояние называют гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная звезда представляет собой плазменный шар, находящийся в состоянии гидростатического равновесия.

Если внутри звезды температура по какой-либо причине повысится, звезда должна раздуться, поскольку возрастёт давление в её недрах. При этом температура и плотность газа (а следовательно, и давление) уменьшатся, и звезда снова вернётся в состояние равновесия. Зависимость между размером звезды и температурой в её недрах можно сформулировать так: температура $T$ в центре звезды пропорциональна отношению массы звезды $M$ к её радиусу $R,$ т. е. $T \sim M/R.$ Всё это относится к химически однородным звёздам главной последовательности. Красные гиганты состоят из плотного горячего ядра (гелиевого или углеродно-кислородного) и протяжённой сравнительно холодной разреженной оболочки. Для них рассчитаны химически неоднородные модели, в которых плотность резко падает при переходе от ядра звезды к оболочке.

Существует ещё одна особенность, связанная с гидростатическим равновесием химически однородной звезды. Оказывается, что для нагрева такой звезды у неё нужно отбирать энергию, а не подводить, как при нагреве тел в земных условиях. Действительно, если звезда отдаёт свою энергию наружу, то температура и давление в ней уменьшаются. Силы тяготения, не уравновешенные внутренним давлением, будут сжимать звезду и совершать работу, превращающуюся в теплоту. Работа силы тяготения при сжатии оказывается вдвое больше, чем отвод энергии наружу, что нагревает недра звезды. Наоборот, при подводе энергии к равновесной звезде она расширится и, совершив работу против сил тяготения, охладится. Эту особенность звёзд называют «отрицательной теплоёмкостью».

Стационарное состояние звезды характеризуется не только механическим, но и тепловым равновесием, означающим, что скорость выделения энергии в недрах звезды и скорость излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. При тепловом равновесии количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени (светимость звезды), определяется в основном теплоотводом. Здесь вновь проявляется один из парадоксов гидростатического равновесия. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то звезда начнёт сжиматься и разогреваться. Это приведёт к ускорению ядерных реакций, и тепловой баланс будет вновь восстановлен. Таким образом, звезда является устойчивой саморегулирующейся системой.

Перенос энергии из ядра звезды к поверхности у большинства звёзд осуществляется излучением (в лучистой зоне). В более внешних слоях жёлтых и красных звёзд перенос энергии осуществляется конвекцией (в конвективной зоне). У массивных звёзд в центральных областях энергия переносится конвекцией, а во внешних – излучением (рис. 2). Только в белых карликах существенную роль в переносе энергии играет электронная теплопроводность. На своём пути излучение подвергается как многократному рассеянию без изменения частоты, так и поглощению с последующим переизлучением.

Рис. 2. Внутреннее строение звёзд с различной массой и температурой ядра.Рис. 2. Внутреннее строение звёзд с различной массой и температурой ядра.Если теплоотвод определяется только рассеянием излучения на свободных электронах, а давление – давлением излучения, то зависимость светимости от массы имеет простейший вид: $L\sim M.$ Это справедливо для наиболее массивных звёзд с массами порядка $100\,M_{\odot}.$ Если же давление определяется давлением горячей плазмы, то $L\sim M^3$ при $M$ около $10\,M_{\odot}.$ Для звёзд, масса которых близка к массе Солнца, светимость пропорциональна 4–5-й степени массы. Чем больше масса звезды, тем существеннее роль рассеяния в сравнении с поглощением, т. е. с переизлучением. Но соотношение этих процессов зависит и от химического состава вещества звезды. Поэтому не существует единого соотношения масса – светимость для всех звёзд.

Важнейшее общее свойство соотношения масса – светимость заключается в том, что светимость звезды (за исключением самых массивных) пропорциональна массе в степени, превышающей единицу. Запас же ядерной энергии в звезде пропорционален её массе. Следовательно, чем больше масса звезды, тем быстрее она должна израсходовать свои ядерные источники энергии. Время жизни наиболее массивных звёзды почти не зависит от массы и составляет около 3,5 млн лет. По мере уменьшения массы звезды время её жизни растёт. Для звёзд, масса которых близка к массе Солнца, время жизни растёт обратно пропорционально кубу массы звезды.

Радиусы известны из прямых измерений только для немногих звёзд. Сравнение радиусов химически однородных моделей звёзд главной последовательности с измеренными радиусами звёзд показывает хорошее согласие. Радиусы звёзд оценивают по светимости и эффективной температуре, которая однозначно связана со спектральным классом или показателем цвета. Массы известны только для Солнца и ряда двойных звёзд. Поэтому удобно исключить массу из соотношений $T=T(M,R)$ и $L=L(M)$ и перейти от радиуса $R$ к непосредственно наблюдаемым величинам: эффективной температуре или показателю цвета. Так получаются важнейшие зависимости: цвет – светимость, если за независимую переменную берётся показатель цвета, и диаграмма Герцшпрунга – Рассела, если пользуются эффективной температурой $T_э.$ Обычно $T_э$ заменяют спектральным классом звезды, т. к. каждому классу отвечает определённая $T_э,$ а светимость – абсолютной звёздной величиной, которая пропорциональна логарифму светимости. Построенную таким образом диаграмму Герцшпрунга – Рассела применяют для сравнения выводов теории эволюции звёзд с результатами наблюдений.

От левого верхнего до правого нижнего угла диаграммы Герцшпрунга – Рассела проходит главная последовательность, на которой находится большинство звёзд, ниже её располагаются белые карлики. Выше главной последовательности лежат как молодые звёзды, находящиеся в стадии гравитационного сжатия, так и звёзды, далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути, – красные и жёлтые гиганты, сверхгиганты.

Относительную распространённость звёзд разных типов в Галактике можно охарактеризовать так: на 10 млн звёзд главной последовательности приходится около 1 млн белых карликов, примерно 1 тыс. гигантов и только 1 сверхгигант. У звёзд сферической составляющей Галактики верхняя часть главной последовательности отсутствует, зато хорошо представлены ветви красных и жёлтых гигантов.

Ядерные реакции и эволюция звёзд

Рис. 3. Гигантская туманность NGC 3603, являющаяся одним из крупнейших очагов звездообразования в нашей Галактике. Внутри туманности расположено рассеянное звёздное скопление, содержащее в себе тысячи молодых массивных звёзд. Расположено в спиральном рукаве Киля на расстоянии около 20 тыс. световых лет от Солнца. Фото: космический телескоп «Хаббл».Рис. 3. Гигантская туманность NGC 3603, являющаяся одним из крупнейших очагов звездообразования в нашей Галактике. Внутри туманности расположено рассеянное звёздное скопление, содержащее в себе тысячи молодых массивных звёзд. Расположено в спиральном рукаве Киля на расстоянии около 20 тыс. световых лет от Солнца. Фото: космический телескоп «Хаббл».В плоских подсистемах галактик процесс звездообразования продолжается непрерывно, происходит он и в современную эпоху (рис. 3). На это указывает, например, существование звёзд-гигантов и сверхгигантов высокой светимости, у которых сроки истощения внутренних источников энергии с космологической точки зрения очень малы (3–4 млн лет).

К молодым звёздам относятся также звёзды типа Т Тельца, которые находятся ещё в стадии первоначального гравитационного сжатия. Температура в центре таких звёзд недостаточна для протекания ядерных реакций, и свечение происходит только за счёт превращения гравитационной энергии в теплоту. Звёзды, рождающиеся в плоских подсистемах галактик, богатых межзвёздным газом и пылью, относятся ко второму поколению. Материалом для их образования послужили продукты взрывов звёзд первого поколения, которые входили в сферическую подсистему галактик и образовались при формировании галактик. Таким образом, разделение звёзд на населения плоской и сферической подсистем галактик имеет глубокий эволюционный смысл.

Гравитационное сжатие – первый этап эволюции звёзд – приводит к разогреву центральной зоны звезды до температуры «включения» термоядерной реакции превращения водорода в гелий (около 10 млн К). В недрах звёзд главной последовательности возможны два типа термоядерных реакций: протон-протонный цикл и углеродно-азотный цикл. В первом случае для протекания реакции требуется только водород, во втором необходимо ещё и наличие углерода. Вклад протон-протонного цикла и углеродно-азотного цикла в энергетику звезды зависит как от температуры ядра звезды, так и от содержания в нём углерода.

Сопоставление теоретических моделей с наблюдаемыми параметрами звёзд позволяет сделать вывод, что у звёзд главной последовательности источниками энергии являются термоядерные реакции «горения» водорода в центральной зоне. Водород – главная составная часть космического вещества и важнейший вид ядерного горючего в звёздах. Запасы его в звёздах очень велики, так что звёзды-карлики солнечного типа остаются на главной последовательности очень долгое время, измеряемое многими миллиардами лет. При этом пока в центральной зоне весь водород не «выгорел», свойства звезды и положение её на главной последовательности меняются мало.

После «выгорания» водорода в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро. Термоядерные реакции «горения» водорода продолжают протекать лишь в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Ядро при этом сжимается, а оболочка расширяется. Для звёзд массой около $1\,M_{\odot}$ это происходит, когда масса гелиевого ядра достигает $0,\!1\,M_{\odot}.$ Оболочка звезды расширяется до $100\,R_{\odot}.$ Из-за большой внешней поверхности звезды её эффективная температура становится низкой и звезда переходит в стадию красного гиганта. Сжатие гелиевого ядра звезды приводит к повышению его внутренней температуры. Для таких звёзд характерна низкая внешняя, но очень высокая внутренняя температура.

С повышением внутренней температуры в термоядерные реакции вступают всё более тяжёлые ядра. Эти реакции являются не только источниками энергии звёзды, но и приводят к синтезу тяжёлых химических элементов. Теоретическое исследование эволюции звёзд на стадиях образования атомных ядер, более тяжёлых, чем ²⁰Ne, ²⁴Mg, представляет сложную проблему из-за последовательного усложнения структуры звезды. Для массивных звёзд расчёты эволюции были выполнены вплоть до стадий, непосредственно предшествующих взрыву сверхновых звёзд. К этому моменту полностью истощаются внутренние термоядерные источники энергии и теряется за счёт звёздного ветра часть оболочки звезды. Дальнейшая судьба звезды зависит от массы её ядра. При массе ядра меньше $1,\!4\,M_{\odot}$ (предел Чандрасекара) звезда переходит в стационарное состояние с очень большой плотностью, такие звёзды называются белыми карликами. Молодые белые карлики, окружённые остатками оболочки гиганта, наблюдаются как планетарные туманности. При массе ядра, превосходящей $1,\!4\,M_{\odot},$ стационарное состояние звезды без внутренних источников энергии становится невозможным, т. к. давление не может уравновесить силу тяготения. Теоретически конечным результатом эволюции таких звёзд должен быть гравитационный коллапс – неограниченное сжатие вещества их ядер. В случае, когда отталкивание нейтронов всё же останавливает коллапс, происходит мощный взрыв – вспышка сверхновой с выбросом вещества оболочки звезды со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Это вещество может быть обнаружено как особая газовая туманность – остаток вспышки сверхновой. Часть массы взорвавшейся звезды может остаться в виде сверхплотного тела – нейтронной звезды или чёрной дыры. Открытые в 1967 г. пульсары отождествляются с теоретически предсказанными нейтронными звёздами. Наконец, если конечная масса звёзды превышает $2\!-\!3\,M_{\odot},$ то гравитационный коллапс ведёт к образованию чёрной дыры.

Вспышки сверхновых имеют фундаментальное значение для обмена веществом между звёздами и межзвёздной средой, а также для образования большинства химических элементов, из которых в конечном итоге образуются планеты.

Нестационарные звёзды

Большую ценность для изучения природы звёзд представляют физические переменные звёзды, блеск которых меняется регулярным или нерегулярным образом под действием внутренних факторов. Для каждой галактической подсистемы характерны различные типы звёздной переменности; так, короткопериодические переменные типа RR Лиры встречаются только в сферических подсистемах галактик. У переменных звёзды типа цефеид существует чёткая зависимость между периодом и светимостью, которая имеет очень большое значение для определения расстояний до звёзд и галактик и, следовательно, для определения масштаба Вселенной.

Известно несколько механизмов, обусловливающих нестационарность звёзд. Для переменных звёзд типа цефеид это периодические пульсации, сопровождающиеся изменением размеров, плотности и температуры звезды. Для некоторых типов переменных звёзд нестационарные явления связаны с выходом на поверхность звезды ударных волн. Для вспыхивающих звёзд важную роль может играть электромагнитная активность в их атмосферах.

Однако не всегда нестационарность звезды имеет внутренние причины. Переменность звёзд типа Т Тельца может создаваться процессами в окружающих их аккреционных дисках. Важную роль в объяснении переменности звёзд типа FU Ориона (фуоров) также может играть неустойчивость аккреционного диска, существующего около этих молодых звёзд. Изучение новых звёзд показало, что они принадлежат к тесным двойным системам и вспышки их связаны с перетеканием газа от одной из звёзд на её близкого соседа, в вырожденной водородной оболочке которого время от времени происходят термоядерные взрывы. Нестационарность симбиотических звёзд также объясняется тепловыми вспышками в водородном слое аккрецирующего белого карлика – спутника красного гиганта, быстро теряющего вещество. Часть этого вещества захватывается карликом и вызывает вспышки.

Происхождение и некоторые свойства массивных звёзд с высокими пространственными скоростями, звёзд Вольфа – Райе в двойных системах, рентгеновских источников в двойных системах объясняются в рамках теории эволюции тесных двойных звёзд с большой массой.