Жұлдыздар және олардың құрылысы

Кіріспе

Ғарыштағы үлкен, өзін-өзі жарықтандыратын нысан.
Астрономиялық нысан.

Жұлдыз – өзінің гравитациясымен бірге ұсталып тұрған плазманың жарқыраған шар тәрізді денесі. Жерге ең жақын жұлдыз – Күн. Көптеген басқа жұлдыздарды түнде қалың көзбен көруге болады; олардың Жерден өте алыс болуы оларды жарықтың тұрақты нүктелері ретінде көрінуіне себеп болады. Ең айқын жұлдыздар шоқжұлдыздар мен астеризмдерге жіктеліп, ең жарық жұлдыздардың көптегеніне жеке аттар берілген. Астрономдар белгілі жұлдыздарды анықтап, стандартталған жұлдыз белгілерін ұсынатын жұлдыз каталогтарын жасады. Байқалатын ғаламшарда шамамен e=22-ден e=24-ке дейін жұлдыз бар. Бұл жұлдыздардың шамамен 4000-ы ғана – барлығы Сарыжола галактикасының ішінде – қалың көзбен көрінеді. Жұлдыздың өмірі көбінесе сутек, гелий және аздаған ауыр элементтерден тұратын газдан тұратын тұманның гравитациялық құлауынан басталады. Оның жалпы массасы оның эволюциясын және соңғы тағдырын анықтайды. Жұлдыз өмірінің көп бөлігінде өз ядросында сутекті гелийге термоядролық біріктіру арқылы жарқырайды. Бұл процесс энергияны бөліп шығарады, ол жұлдыздың ішінде таралып, сыртқы ғарышқа сәулеленеді. Жұлдыздың өмірінің соңында, термоядролық реактор ретінде, оның ядросы жұлдыздық қалдыққа айналады: ақ ергежейлі, нейтронды жұлдыз немесе, егер оның массасы жеткілікті болса, қара тесік. Жұлдыздарда немесе олардың қалдықтарындағы жұлдыздық нуклеосинтез литийден ауыр барлық табиғи химиялық элементтерді жасайды. Жұлдыздық массаның жоғалуы немесе суперновалық жарылыстар химиялық жағынан байытылған материалды жұлдызаралық ортаға қайтарады. Бұл элементтер кейін жаңа жұлдыздарға айналады. Астрономдар жұлдыздың қасиеттерін – массасын, жасын, металдық құрамын (химиялық құрамын), өзгеруін, қашықтығын және ғарыштағы қозғалысын – жұлдыздың көрінетін жарықтығын, спектрін және уақыт өте келе аспандағы орнының өзгеруін бақылау арқылы анықтай алады. Жұлдыздар планеталық жүйелер және екі немесе одан көп жұлдыздан тұратын жұлдыздық жүйелер сияқты басқа астрономиялық нысандармен орбиталық жүйелер құрауы мүмкін. Егер мұндай екі жұлдыз бір-біріне жақын орбитада болса, олардың гравитациялық өзара әрекеттесуі олардың эволюциясына маңызды әсер етуі мүмкін. Жұлдыздар жұлдыздық шоқ немесе галактика сияқты әлдеқайда үлкен гравитациялық байланысты құрылымның бөлігі болуы мүмкін.

A star is a luminous spheroid of plasma held together by self gravity. The nearest star to Earth is the Sun. Many other stars are visible to the naked eye at night; their immense distances from Earth make them appear as fixed points of light. The most prominent stars have been categorised into constellations and asterisms, and many of the brightest stars have proper names. Astronomers have assembled star catalogues that identify the known stars and provide standardized stellar designations. The observable universe contains an estimated e=22 to e=24 stars. Only about 4,000 of these stars are visible to the naked eye—all within the Milky Way galaxy. A star's life begins with the gravitational collapse of a gaseous nebula of material largely comprising hydrogen, helium, and trace heavier elements. Its total mass mainly determines its evolution and eventual fate. A star shines for most of its active life due to the thermonuclear fusion of hydrogen into helium in its core. This process releases energy that traverses the star's interior and radiates into outer space. At the end of a star's lifetime as a fusor, its core becomes a stellar remnant: a white dwarf, a neutron star, or—if it is sufficiently massive—a black hole. Stellar nucleosynthesis in stars or their remnants creates almost all naturally occurring chemical elements heavier than lithium. Stellar mass loss or supernova explosions return chemically enriched material to the interstellar medium. These elements are then recycled into new stars. Astronomers can determine stellar properties—including mass, age, metallicity (chemical composition), variability, distance, and motion through space—by carrying out observations of a star's apparent brightness, spectrum, and changes in its position in the sky over time. Stars can form orbital systems with other astronomical objects, as in planetary systems and star systems with two or more stars. When two such stars orbit closely, their gravitational interaction can significantly impact their evolution. Stars can form part of a much larger gravitationally bound structure, such as a star cluster or a galaxy.

Этимология

"Жұлдыз" сөзі ең басындағы Индоевропа тілінің "h₂stḗr" түбірінен тараған, ол да "жұлдыз" дегенді білдіреді, бірақ одан әрі "h₂eh₁s" ("жағу", сонымен қатар "күл" сөзінің де бастауы) + "tēr" (агенттік жұрнақ) деп талданады. Латынша "stella", грекше "aster", немісше "Stern" сөздерімен салыстырыңыз. Кейбір ғалымдар бұл сөздің аккад тілінен алынған "istar" (Шолпан) сөзінен шыққандығын айтады, алайда бұл күмәнді. "Жұлдыз" сөзі мына сөздермен бір түбірден шыққан: астериск, астероид, астрал, шоқжұлдыз, Естер.

Байқау тарихы

Тарихи тұрғыдан алғанда, жұлдыздар әлемдегі барлық өркениеттер үшін маңызды болған. Олар діни амалдардың, болжамдардың, мифологияның құрамына кірген, аспандық навигация мен бағдарлауға, жыл мерзімдерін анықтауға және күнтізбелерді жасауға қолданылған. Ертедегі астрономдар аспан сферасында орны өзгермейтін «тұрақты жұлдыздар» мен күндер немесе апталар бойы тұрақты жұлдыздарға қатысты қозғалатын «кездейсоқ жұлдыздар» (планеталар) арасындағы айырмашылықты байқаған. Көне ғалымдар жұлдыздардың бір аспан сферасына бекітілгенін және олардың өзгермейтініне сенген. Астрономдар әйгілі жұлдыздарды жұлдыздар топтары мен шоқжұлдыздарға біріктіріп, планеталардың қозғалысын және Күннің шамамен орнын анықтау үшін пайдаланған. Күннің жұлдыздарға (және көкжиекке) қарсы қозғалысы күнтізбелерді жасау үшін қолданылды, олар шаруашылық тәжірибесін реттеуге пайдаланылған. Қазіргі әлемде кеңінен қолданылатын Григориан күнтізбесі – Жердің айналу осінің және оның жергілікті жұлдызы Күннің бұрышына негізделген күн күнтізбесі. Ең көне дәл мерзімі көрсетілген жұлдыздар картасы ежелгі Египет астрономиясының нәтижесі болған. Жұлдыз каталогтарының ең ертегісі ежелгі Вавилон астрономдары Месопотамияда б.з.д. жасаған. Грек астрономиясындағы алғашқы жұлдыз каталогын шамамен б.з.д. 300 жылы Аристилл Тимохаристің көмегімен жасаған. Гиппархтың жұлдыз каталогы (б.з.д. 2 ғасыр) 1020 жұлдызды қамтыған және Птолемейдің жұлдыз каталогын құрастыру үшін пайдаланылған. Гиппарх алғашқы тіркелген жаңа жұлдызды (нованы) ашқанымен танымал. Бүгінгі күні қолданылатын көптеген шоқжұлдыздар мен жұлдыз атаулары грек астрономиясынан алынған. Аспанның өзгермейтіндігіне қарамастан, қытай астрономдары жаңа жұлдыздар пайда болуы мүмкін екенін білген. 185 жылы олар алғаш рет супернованы байқап, оны жазған, қазір ол SN 185 деп аталады. Тарихқа жазылған ең жарқын жұлдыздық оқиға – 1006 жылы байқалған және мысырлық астроном Али ибн Ридван мен бірнеше қытай астрономдары жазған SN 1006 суперновасы. 1054 жылғы SN 1054 суперновасы, Қиыршұбыртқы тұмандығының пайда болуына себеп болған, қытай және ислам астрономдарымен де байқалған. Орта ғасырлық ислам астрономдары көптеген жұлдыздарға арабша атаулар берген, олар әлі де қолданылуда, және жұлдыздардың орналасуын есептейтін көптеген астрономиялық құралдарды ойлап тапқан. Олар негізінен Zij жұлдыз каталогтарын жасау үшін алғашқы үлкен обсерваториялық зерттеу институттарын құрған. Олардың ішінде парсы астрономы Абд әл Рахман әл Суфи 964 жылы жазған «Тұрақты жұлдыздар кітабы», ол көптеген жұлдыздарды, жұлдыз шоқтарын (Омикрон Велорум және Брокки шоқтарын қоса), және галактикаларды (Андромеда галактикасын қоса) бақылаған. А. Захордың айтуынша, 11 ғасырда парсы ғалымы Әбу Райхан Бируни Құс жолы галактикасын тұманды жұлдыздардың қасиеттеріне ие көптеген бөлшектер ретінде сипаттаған және 1019 жылы Ай тұтылуы кезінде әртүрлі жұлдыздардың ендіктерін берген. Жозеп Пуигтің айтуынша, андалузиялық астроном Ибн Баджах Құс жолы бір-біріне жақын орналасқан көптеген жұлдыздардан тұратынын және ай астындағы материалдың сынуы салдарынан үздіксіз бейне болып көрінетінін ұсынған, оның дәлелі ретінде 500 AH (1106/1107 AD) жылы Юпитер мен Марстың бірігуін байқауы. Тихо Браге сияқты ертедегі еуропалық астрономдар түнгі аспанда жаңа жұлдыздарды (кейіннен олар новалар деп аталды) анықтаған, бұл аспанның өзгермейтін емес екенін көрсеткен. 1584 жылы Джордано Бруно жұлдыздар Күнге ұқсас екенін және олардың айналасында басқа планеталар, тіпті Жер сияқты планеталар болуы мүмкін екенін айтқан, бұл идеяны ежелгі грек философтары Демокрит пен Эпикур және орта ғасырлық ислам космологтары бұрын ұсынған. Келесі ғасырда жұлдыздар Күнмен бірдей деген ой астрономдар арасында консенсусқа жеткен. Бұл жұлдыздардың Күн жүйесіне ешқандай тартылыс күші жоқ екенін түсіндіру үшін Исаак Ньютон жұлдыздар барлық бағытта тең таралған деген пікір айтқан. Италиялық астроном Джеминиано Монтанари 1667 жылы Алгол жұлдызының жарықтығының өзгеруін байқаған. Эдмонд Галли жақын маңдағы «тұрақты» жұлдыздардың жеке қозғалысының алғашқы өлшеулерін жариялап, олардың ежелгі грек астрономдары Птолемей мен Гиппархтың заманынан бері орнын өзгерткенін көрсеткен. Уильям Гершель өзінің басқа жетістіктерімен қатар, кейбір жұлдыздар тек бір бағытта ғана емес, сонымен қатар екі жұлдыздан тұратын жүйе құрайтынын ашқан. Жұлдыз спектроскопиясының ғылымын Йозеф фон Фраунгофер және Анджело Секки дамытқан. Сириус сияқты жұлдыздардың спектрлерін Күнмен салыстырып, олар сіңіру сызықтарының күші мен санындағы айырмашылықтарды тапқан – жұлдыз спектрінде атмосфераның белгілі бір жиіліктерді сіңіруінен туындаған қара сызықтар. 1865 жылы Секки жұлдыздарды спектральды түрлеріне жіктеуді бастаған. Жұлдыздық жіктеу схемасының қазіргі нұсқасын 1900 жылдардың басында Энни Дж. Кэннон жасаған. Жұлдызға дейінгі қашықтықтың алғашқы тікелей өлшеуі (61 Аққуы 11,4 жарық жылы қашықтықта) 1838 жылы Фридрих Бессель параллакс әдісін қолданып жасаған. Параллакс өлшеулері жұлдыздардың аспандағы зор арақашықтығын көрсеткен. 20 ғасырда жұлдыздарды ғылыми тұрғыдан зерттеуде үлкен прогресс болды. Фотография астрономиялық құрал ретінде бағалы болды. Карл Шварцшильд жұлдыздың түсін және, демек, температурасын визуалды шаманы фото шамамен салыстыру арқылы анықтауға болатынын ашқан. Фотоэлектрлік фотометрдің дамуы әртүрлі толқын ұзындығында шаманы дәл өлшеуге мүмкіндік берді. 1921 жылы Альберт А. Мишельсон алғаш рет Гукер телескопындағы интерферометрді қолданып жұлдыздың диаметрін өлшеген. 20 ғасырдың басында жұлдыздардың физикалық құрылымы туралы маңызды теориялық жұмыстар жасалған. 1913 жылы Герцшпрунг-Рассел диаграммасы жасалған, ол жұлдыздарды астрофизикалық тұрғыдан зерттеуге серпін берді. Жұлдыздың ішкі құрылымын және жұлдыз эволюциясын түсіндіретін сәтті модельдер жасалған. Сесилия Пейн Гапошкин 1925 жылы докторлық диссертациясында жұлдыздардың негізінен сутегі мен гелийден тұратынын алғаш айтқан. Жұлдыз спектрлері кванттық физиканың жетістіктері арқылы одан әрі түсіндірілді. Бұл жұлдыз атмосферасының химиялық құрамын анықтауға мүмкіндік берді. Суперновалар және супернова тәріздес сирек оқиғалардың ерекше жағдайларын қоспағанда, жеке жұлдыздар негізінен Жергілікті топта, әсіресе Көкжол галактикасының көрінетін бөлігінде (Көкжол галактикасы үшін қол жетімді егжей-тегжейлі жұлдыз каталогтары көрсеткендей) және оның серіктерінде байқалған. Жеке жұлдыздар, мысалы, Цефеид айнымалылары, Virgo шоғындағы M87 және M100 галактикаларында, сондай-ақ басқа салыстырмалы жақын галактикалардағы жарқын жұлдыздарда байқалған. Гравитациялық линзалардың көмегімен бір жұлдыз (Икар деп аталған) 9 миллиард жарық жылы қашықтықта байқалған.

Historically, stars have been important to civilizations throughout the world. They have been part of religious practices, divination rituals, mythology, used for celestial navigation and orientation, to mark the passage of seasons, and to define calendars. Early astronomers recognized a difference between "fixed stars", whose position on the celestial sphere does not change, and "wandering stars" (planets), which move noticeably relative to the fixed stars over days or weeks. Many ancient astronomers believed that the stars were permanently affixed to a heavenly sphere and that they were immutable. By convention, astronomers grouped prominent stars into asterisms and constellations and used them to track the motions of the planets and the inferred position of the Sun. The motion of the Sun against the background stars (and the horizon) was used to create calendars, which could be used to regulate agricultural practices. The Gregorian calendar, currently used nearly everywhere in the world, is a solar calendar based on the angle of the Earth's rotational axis relative to its local star, the Sun. The oldest accurately dated star chart was the result of ancient Egyptian astronomy in 1534 BC. The earliest known star catalogues were compiled by the ancient Babylonian astronomers of Mesopotamia in the late 2nd millennium BC, during the Kassite Period (c. 1531 BC – c. 1155 BC). The first star catalogue in Greek astronomy was created by Aristillus in approximately 300 BC, with the help of Timocharis. The star catalog of Hipparchus (2nd century BC) included 1,020 stars, and was used to assemble Ptolemy's star catalogue. Hipparchus is known for the discovery of the first recorded nova (new star). Many of the constellations and star names in use today derive from Greek astronomy. Despite the apparent immutability of the heavens, Chinese astronomers were aware that new stars could appear. In 185 AD, they were the first to observe and write about a supernova, now known as SN 185. The brightest stellar event in recorded history was the SN 1006 supernova, which was observed in 1006 and written about by the Egyptian astronomer Ali ibn Ridwan and several Chinese astronomers. The SN 1054 supernova, which gave birth to the Crab Nebula, was also observed by Chinese and Islamic astronomers. Medieval Islamic astronomers gave Arabic names to many stars that are still used today and they invented numerous astronomical instruments that could compute the positions of the stars. They built the first large observatory research institutes, mainly to produce Zij star catalogues. Among these, the Book of Fixed Stars (964) was written by the Persian astronomer Abd al Rahman al Sufi, who observed a number of stars, star clusters (including the Omicron Velorum and Brocchi's Clusters) and galaxies (including the Andromeda Galaxy). According to A. Zahoor, in the 11th century, the Persian polymath scholar Abu Rayhan Biruni described the Milky Way galaxy as a multitude of fragments having the properties of nebulous stars, and gave the latitudes of various stars during a lunar eclipse in 1019. According to Josep Puig, the Andalusian astronomer Ibn Bajjah proposed that the Milky Way was made up of many stars that almost touched one another and appeared to be a continuous image due to the effect of refraction from sublunary material, citing his observation of the conjunction of Jupiter and Mars on 500 AH (1106/1107 AD) as evidence. Early European astronomers such as Tycho Brahe identified new stars in the night sky (later termed novae), suggesting that the heavens were not immutable. In 1584, Giordano Bruno suggested that the stars were like the Sun, and may have other planets, possibly even Earth like, in orbit around them, an idea that had been suggested earlier by the ancient Greek philosophers, Democritus and Epicurus, and by medieval Islamic cosmologists such as Fakhr al Din al Razi. By the following century, the idea of the stars being the same as the Sun was reaching a consensus among astronomers. To explain why these stars exerted no net gravitational pull on the Solar System, Isaac Newton suggested that the stars were equally distributed in every direction, an idea prompted by the theologian Richard Bentley. The Italian astronomer Geminiano Montanari recorded observing variations in luminosity of the star Algol in 1667. Edmond Halley published the first measurements of the proper motion of a pair of nearby "fixed" stars, demonstrating that they had changed positions since the time of the ancient Greek astronomers Ptolemy and Hipparchus. In addition to his other accomplishments, William Herschel is noted for his discovery that some stars do not merely lie along the same line of sight, but are physical companions that form binary star systems. The science of stellar spectroscopy was pioneered by Joseph von Fraunhofer and Angelo Secchi. By comparing the spectra of stars such as Sirius to the Sun, they found differences in the strength and number of their absorption lines—the dark lines in stellar spectra caused by the atmosphere's absorption of specific frequencies. In 1865, Secchi began classifying stars into spectral types. The modern version of the stellar classification scheme was developed by Annie J. Cannon during the early 1900s. The first direct measurement of the distance to a star (61 Cygni at 11.4 light years) was made in 1838 by Friedrich Bessel using the parallax technique. Parallax measurements demonstrated the vast separation of the stars in the heavens. The twentieth century saw increasingly rapid advances in the scientific study of stars. The photograph became a valuable astronomical tool. Karl Schwarzschild discovered that the color of a star and, hence, its temperature, could be determined by comparing the visual magnitude against the photographic magnitude. The development of the photoelectric photometer allowed precise measurements of magnitude at multiple wavelength intervals. In 1921 Albert A. Michelson made the first measurements of a stellar diameter using an interferometer on the Hooker telescope at Mount Wilson Observatory. Important theoretical work on the physical structure of stars occurred during the first decades of the twentieth century. In 1913, the Hertzsprung Russell diagram was developed, propelling the astrophysical study of stars. Successful models were developed to explain the interiors of stars and stellar evolution. Cecilia Payne Gaposchkin first proposed that stars were made primarily of hydrogen and helium in her 1925 PhD thesis. The spectra of stars were further understood through advances in quantum physics. This allowed the chemical composition of the stellar atmosphere to be determined. With the exception of rare events such as supernovae and supernova impostors, individual stars have primarily been observed in the Local Group, and especially in the visible part of the Milky Way (as demonstrated by the detailed star catalogues available for the Milky Way galaxy) and its satellites. Individual stars such as Cepheid variables have been observed in the M87 and M100 galaxies of the Virgo Cluster, as well as luminous stars in some other relatively nearby galaxies. With the aid of gravitational lensing, a single star (named Icarus) has been observed at 9 billion light years away.

Айнымалы жұлдыздар

Айнымалы жұлдыздардың жарықтылығы ішкі немесе сыртқы қасиеттеріне байланысты мерзімді немесе кездейсоқ түрде өзгереді. Өздігінен айнымалы жұлдыздардың негізгі типтерін үш басты топқа бөлуге болады. Жұлдыздық эволюция барысында кейбір жұлдыздар пульсациялық айнымалыларға айналатын фазалардан өтеді. Пульсациялық айнымалы жұлдыздардың радиусы мен жарықтылығы уақыт өте келе өзгереді, олар жұлдыздың көлеміне байланысты минуттардан жылдарға дейінгі кезеңдерде кеңейіп, жиырылады. Бұл санатқа Сефеид және Сефеид сияқты жұлдыздар, сондай-ақ Мира сияқты ұзақ мерзімді айнымалылар жатады. Эруптивті айнымалылар – жарық немесе масса шығару оқиғаларының нәтижесінде жарықтылығы күрт өсетін жұлдыздар. Кейбір новалар қайталамалы болып келеді, белгілі бір амплитудадағы мерзімдік жарылыстарды бастан кешіреді.

Құрылымы

Тұрақты жұлдыздың ішкі бөлігі гидростатикалық тепе-теңдік күйінде болады: кез келген кішкентай көлемдегі күштер шамалы ғана өзара тепе-теңдік жасайды. Тепе-теңдік күштері – жұлдыз ішіндегі қысым градиентінен туындайтын гравитациялық күш пен сыртқа бағытталған күш. Қысым градиенті плазманың температура градиентімен анықталады; жұлдыздың сыртқы бөлігі ядродан салқын. Негізгі тізбек немесе алып жұлдыздың ядросындағы температура кем дегенде e=7 шамасында болады. Негізгі тізбек жұлдызының сутегін жасайтын ядросындағы температура мен қысым ядролық синтездің жүзеге асуы үшін және жұлдыздың одан әрі құлауына жол бермес үшін жеткілікті энергияның өндірілуі үшін қажет. Атом ядролары ядрода біріккенде, олар гамма сәулелері түрінде энергия шығарады. Бұл фотондар айналадағы плазмамен өзара әрекеттесіп, ядродағы жылу энергиясын арттырады. Негізгі тізбектегі жұлдыздар сутекті гелийге айналдырады, ядрода гелийдің үлесі баяу, бірақ тұрақты түрде артады. Әрі қарай гелийдің мөлшері басым болып, ядрода энергия өндірілуі тоқтатылады. Оның орнына, 500-ден асатын массасы бар жұлдыздарда, синтез дегенерацияланған гелий ядросының айналасындағы баяу кеңейіп жатқан қабықта жүзеге асады. Гидростатикалық тепе-теңдікке қоса, тұрақты жұлдыздың ішкі бөлігі жылулық тепе-теңдіктің энергиялық тепе-теңдігін сақтайды. Ішкі кеңістікте температураның радиалды градиенті сыртқа қарай энергия ағынына себеп болады. Жұлдыздың кез келген қабатынан шығатын энергия ағыны төменнен келіп түсетін энергия ағынымен дәл сәйкес келеді. Радиациялық аймақ – жұлдыздың ішкі бөлігінде энергия ағыны радиациялық жылу алмасуға байланысты болатын аймақ, себебі конвекциялық жылу алмасу сол аймақта тиімсіз. Бұл аймақта плазманың қозғалысы бұзылмайды және кез келген массалық қозғалыс тоқтатылады. Егер бұл жағдай орындалмаса, плазма тұрақсыз болып, конвекция пайда болады, нәтижесінде конвекциялық аймақ құрылады. Бұл, мысалы, ядроға жақын жерде немесе жоғары мөлдірлікке ие аймақтарда (радиациялық жылу алмасуды тиімсіз ететін) сыртқы қабықтағы сияқты, өте жоғары энергия ағыны болатын жерлерде болуы мүмкін. Қызыл ергежейлі жұлдыздардың барлығы конвективті болып келеді, бұл гелий ядросының жиналуына кедерес жасайды. Фотосфера деңгейінен жоғары жұлдыздық атмосфера орналасқан. Күн сияқты негізгі тізбектегі жұлдызда атмосфераның ең төменгі деңгейі, фотосфераның үстінде орналасқан, онда тікенектер пайда болып, жұлдыздық жарылыстар басталады – жұқа хромосфера аймағы. Одан жоғары температураның күрт өсетін өту аймағы орналасқан. Одан кейін бірнеше миллион километрге дейін созылатын, қатты қызған плазманың көлемі – корона орналасқан. Коронаның болуы жұлдыздың сыртқы қабаттарындағы конвекциялық аймаққа байланысты болып көрінеді. Күннің корона аймағы әдетте күн тұтылу кезінде ғана көрінеді. Коронадан плазма бөлшектерінен тұратын жұлдыздық жел жұлдыздан сыртқа қарай кеңейіп, жұлдызаралық ортамен өзара әрекеттеседі. Күн үшін оның күн желдің әсері гелиосфера деп аталатын көпіршік тәрізді аймаққа дейін жетеді.

The interior of a stable star is in a state of hydrostatic equilibrium: the forces on any small volume almost exactly counterbalance each other. The balanced forces are inward gravitational force and an outward force due to the pressure gradient within the star. The pressure gradient is established by the temperature gradient of the plasma; the outer part of the star is cooler than the core. The temperature at the core of a main sequence or giant star is at least on the order of e=7. The resulting temperature and pressure at the hydrogen burning core of a main sequence star are sufficient for nuclear fusion to occur and for sufficient energy to be produced to prevent further collapse of the star. As atomic nuclei are fused in the core, they emit energy in the form of gamma rays. These photons interact with the surrounding plasma, adding to the thermal energy at the core. Stars on the main sequence convert hydrogen into helium, creating a slowly but steadily increasing proportion of helium in the core. Eventually the helium content becomes predominant, and energy production ceases at the core. Instead, for stars of more than , fusion occurs in a slowly expanding shell around the degenerate helium core. In addition to hydrostatic equilibrium, the interior of a stable star will maintain an energy balance of thermal equilibrium. There is a radial temperature gradient throughout the interior that results in a flux of energy flowing toward the exterior. The outgoing flux of energy leaving any layer within the star will exactly match the incoming flux from below. The radiation zone is the region of the stellar interior where the flux of energy outward is dependent on radiative heat transfer, since convective heat transfer is inefficient in that zone. In this region the plasma will not be perturbed, and any mass motions will die out. Where this is not the case, then the plasma becomes unstable and convection will occur, forming a convection zone. This can occur, for example, in regions where very high energy fluxes occur, such as near the core or in areas with high opacity (making radiatative heat transfer inefficient) as in the outer envelope. Red dwarf stars with less than are convective throughout, which prevents the accumulation of a helium core. Above the level of the photosphere is the stellar atmosphere. In a main sequence star such as the Sun, the lowest level of the atmosphere, just above the photosphere, is the thin chromosphere region, where spicules appear and stellar flares begin. Above this is the transition region, where the temperature rapidly increases within a distance of only Beyond this is the corona, a volume of super heated plasma that can extend outward to several million kilometres. The existence of a corona appears to be dependent on a convective zone in the outer layers of the star. The corona region of the Sun is normally only visible during a solar eclipse. From the corona, a stellar wind of plasma particles expands outward from the star, until it interacts with the interstellar medium. For the Sun, the influence of its solar wind extends throughout a bubble shaped region called the heliosphere.