Звезды. Физика звезд — один из краеугольных камней астрофизики. Она развивалась в двух направлениях — изучение строения наружных слоев звезды, из которых излучение выходит непосредственно (звездные атмосферы) и исследование звездных недр и происходящих там процессов, что определяет строение и эволюцию звезды как целого. Изучение звездных атмосфер — это фактически интерпретация звездных спектров. Строение атмосферы, помимо ее химического состава, определяется двумя параметрами — ускорением силы тяжести и величиной подводимого снизу, из недр звезды, потока энергии, который выражают в температурной шкале, характеризуя его так называемой эффективной температурой. Она близка к температуре газа в тех слоях атмосферы, откуда выходит бо’льшая часть излучения. Отражением того факта, что строение звездных атмосфер определяется всего двумя параметрами, является сложившаяся в первой половине 20 в. эмпирическая двумерная классификация звездных спектров. Создание последовательной теории звездных спектров стало возможным лишь с развитием квантовой механики, позволившей понять физику элементарных процессов взаимодействия излучения и вещества. Один из важнейших фактов, установленных из изучения звездных спектров, — сходство химического состава атмосфер большинства нормальных звезд диска Галактики (так называемое звездное население I типа) с химическим составом наружных слоев Солнца: водород — около 70% по массе, гелий 27%, все остальные элементы, вместе взятые (так называемые тяжелые) — не более 3%. У звезд сферической составляющей нашей Галактики (звездное население II) содержание тяжелых элементов в десятки и сотни раз ниже солнечного. Этот факт, обнаруженный в 1940 —1950-е гг., нашел свое естественное объяснение в созданной в 1950 — 1960-е гг. теории происхождения химических элементов в звездах, согласно которой все химические элементы, кроме водорода и частично гелия и лития, были синтезированы в недрах нескольких поколений звезд.

Наблюдательной основой изучения строения и эволюции звезд служат статистические зависимости между их основными глобальными параметрами — массами, светимостями и радиусами (см  Герцшпрунга-Рессела диаграмма, Масса-светимость зависимость). Во многих отношениях наиболее важным параметром звезды является ее масса. Массы звезд находятся из изучения движения двойных звезд по (обобщенному) третьему закону Кеплера. Оказалось, что они заключены между ~0.1 и ~100 массами Солнца (2×10³³ г). С физической точки зрения, отличительная особенность нормальных звезд — это идущие в их недрах термоядерные реакции превращения водорода в гелий, а после его выгорания — синтез C и O из He и т.д., вплоть до железа ⁵⁶Fe. Синтез элементов тяжелее железа также происходит в недрах звезд, но не служит источником их энергии. Конкретные цепочки реакций горения водорода, обеспечивающих энерговыделение в звездах и на Солнце на протяжении большей части их жизни, были указаны в конце 1930-х гг. (Х.Бете, К.Вейцзекер, Германия). Анализ показал, что звезды с массами больше ~100 масс Солнца были бы неустойчивы, и поэтому их в природе нет. Тела с массами от ~0.1 до ~0.01 массы Солнца представляют собой объекты, промежуточные между звездами и планетами — так называемые субзвезды, или бурые карлики (обнаружены в 1990-е гг.). Температуры в их недрах недостаточны для синтеза гелия, однако в них происходят термоядерные реакции выгорания тяжелого  изотопа водорода — дейтерия, а также лития. Если же масса объекта £0.01 массы Солнца (точнее, £ 13 масс Юпитера), то термоядерные реакции в нем не идут вовсе — это уже планета.

Масса и начальный химический состав  определяют весь жизненный путь одиночной звезды. Первый этап термоядерной эволюции — это горение водорода в центральных частях звезды (так называемая фаза главной последовательности). Он является наиболее  продолжительным (для Солнца — около 10 млрд. лет; возраст Солнца — около 5 млрд. лет), и его проходят все звезды. Чем больше масса звезды, тем короче фаза главной последовательности. Для самых массивных звезд она составляет всего несколько миллионов лет. Звезды с массами £0.8 массы Солнца за все время жизни Вселенной  еще не успели завершить этой фазы  эволюции. По исчерпании водорода в центральных частях звезды ее размеры  резко увеличиваются. Она превращается в так называемого красного гиганта.

Конечным продуктом эволюции звезд с начальными массами £8 масс Солнца служат белые карлики — компактные (размером с земной шар) звезды малой светимости с плотностью, по порядку величины в миллион раз превышающей плотность воды. Они полностью лишены водорода. Ядерные реакции в них не идут. Светятся белые карлики за счет запасенной в их недрах тепловой энергии, медленно остывая. Массы белых карликов невелики, не более 1.4 массы Солнца (так называемый предел Чандрасекара). Перед образованием белого карлика звезды теряют значительную (а некоторые — бо’льшую) часть своей начальной массы частично путем  истечения вещества из наружных слоев — звездного ветра, частично путем  отделения и медленного расширения наружных слоев, образующих расширяющиеся со скоростями ~20 — 30 км/с оболочки — планетарные туманности. Массивные звезды проходят все этапы ядерного горения вплоть до образования железа, после чего их механическое равновесие нарушается. Происходит  грандиозный взрыв, наблюдаемый как вспышка сверхновой звезды. В максимуме блеска сверхновые достигают светимости, сопоставимой со светимостью целой галактики. В результате взрыва выделяется колоссальная гравитационная и термоядерная энергия, бо’льшая часть которой уносится нейтрино, возникающими при превращении в центре звезды обычного вещества в нейтронный газ в результате сжатия, приводящего к соединению электронов с протонами ядер. Всплеск такого нейтринного излучения был зафиксирован при вспышке сравнительно близкой сверхновой в 1987 г. Самые массивные звезды, вспыхивая в конце жизни как сверхновые, по-видимому, рождают черные дыры — объекты, не находящиеся в равновесии и продолжающие неограниченное сжатие. К настоящему времени в Галактике обнаружено ~20 объектов,  являющихся, судя по многим признакам, черными дырами звездных масс. Значительная часть, а иногда даже вся масса предсверхновой в результате взрыва рассеивается в окружающем пространстве со скоростями ~10000 км/с, образуя со временем в межзвездной среде обширные нагретые до ~10⁶  К области — остатки сверхновых. Пример такого объекта — Крабовидная туманность. Это остаток вспышки сверхновой 1054 г. Вспышки сверхновых приводят к обогащению межзвездной среды тяжелыми элементами и тем самым постепенно меняют химический состав строительного материала для последующих поколений звезд.

Рождающиеся при вспышках сверхновых нейтронные звезды имеют плотности ~10¹⁴ — 10¹⁵ г/см³ при радиусах ~10 км  и массах не более 2 — 3 масс Солнца (обычно  ~1.4 массы Солнца). Возможность существования нейтронных звезд была указана Л.Д.Ландау (СССР) в 1932 г. Они были обнаружены во второй половине 1960-х гг., в частности и в центре Крабовидной туманности в виде пульсаров — точечных источников радиоизлучения периодически меняющейся интенсивности (Э.Хьюиш, Англия). Периодичность изменения потока объясняется тем, что излучение пульсара сосредоточено в узком конусе, который из-за вращения пульсара вокруг оси периодически «чиркает» по Земле (при подходящей ориентации). Самый короткопериодический пульсар имеет период всего в 1.5 миллисекунды, пульсар в Крабовидной туманности делает более 30 оборотов в секунду. Огромную роль в физике пульсаров (и вообще нейтронных звезд) играют магнитные поля, характерное значение напряженности которых ~10¹²  Гаусс, а рекордные значения доходят до 10¹⁴  Гаусс. Одиночные пульсары черпают энергию излучения из кинетической энергии вращения, постепенно увеличивая период. Пульсары в тесных двойных системах наблюдаются также в рентгеновском диапазоне, где их свечение поддерживается выделением гравитационной энергии вещества, перетекающего на пульсар со второго компонента пары.

Перетекание вещества одного компонента двойной звезды и захват его вторым компонентом — так называемая аккреция — играет важную роль в эволюции двойных звезд. Вещество, аккрецируемое белым карликом — компонентом двойной системы, аккумулируется на его поверхности, что в конце концов приводит к взрывному загоранию водорода. Этим объясняются вспышки различных типов так называемых катаклизмических переменных звезд, наиболее известными из которых являются обычные Новые (вспышка — раз в несколько тысяч лет) и новоподобные переменные (промежуток между вспышками — от десятков лет до десятков дней). Периодически повторяющиеся термоядерные взрывы вещества, аккрецируемого нейтронной звездой, входящей в состав двойной системы, наблюдаются в рентгеновском диапазоне (так называемые барстеры).

Создание последовательной теории строения и эволюции звезд — одно из крупных достижений естествознания 20 в. В активе этой теории — много предсказаний, впоследствии подтвержденных наблюдениями В астрономии теория звездной эволюции  сыграла роль, сопоставимую с ролью дарвиновской теории эволюции  в биологии.