Зорі - найяскравіші та найпоширеніші об'єкти у Всесвіті, але їхні фізичні властивості нелегко виміряти або визначити. Наприклад: як визначити межі поверхні зірок? Адже такого роду кордони не є чітко визначеними поняттями для об'єктів, що складаються з плазми.
Нагадаємо, плазма - це стан речовини, в якому атоми іонізовані, а електрони можуть вільно рухатися, створюючи електричні та магнітні поля, що впливають на поведінку розпеченого газу. Плазма не має гострого краю або твердої поверхні, а навпаки, поступово розріджується в міру віддалення від зорі.
Існують різні способи визначення межі та поверхні зірок, залежно від фізичної величини або явища, яке використовується як еталон. Наприклад, одним із загальноприйнятих способів визначення межі - використання геліопаузи, теоретичного розмежування, коли сонячний вітер зупиняється міжзоряним середовищем.
Своєю чергою, сонячний вітер - це потік заряджених частинок, який витікає із зорі, переносячи її магнітне поле та енергію. Міжзоряне середовище - це газ і пил, що заповнюють простір між зірками. Таким чином, геліопауза знаменує перехід від безпосереднього впливу зорі до міжзоряного впливу і може бути позначена завдяки змінам густини плазми, показникам температури та магнітного поля.
Інший спосіб встановлення поверхні зорі - використання фотосфери, тобто видимої поверхні зорі, через яку проходить найбільше світла. Фотосфера, звичайно, не суцільний шар, а радше тонка область, де плазма стає достатньо прозорою для вільного проходження фотонів. Фотосферу можна спостерігати за її спектром, який розкриває інформацію про температуру, склад і рух плазми.
Ще один показник - густина зорі — вказує на фізичну властивість, яка впливає на її структуру та еволюцію. Густина залежить від маси, радіусу, температури й складу об’єкта. Як правило, більш масивні та компактні зорі мають більшу густину, ніж менш масивні та більші зорі.
Наприклад, нейтронна зоря може похизуватися 3×10^17 кг/м^3, червоний карлик - близько 22,5 г/см^3, а Сонце “тисне” з 1,4 г/см^3. Густина також змінюється всередині зорі, причому ядро набагато щільніше, ніж зовнішні шари.
Цікаво, що нейтронні зірки неймовірно гладкі, вони - найгладкіші об'єкти з фізичною поверхнею у Всесвіті. Тут точно є певні “кордони”. Деякі моделі оцінюють ширину, точніше, висоту такого кордону в 1 см.
Будь-яке незначне збурення на поверхні нейтронної зірки згладжується силою поверхневого тяжіння, що перевищує 10 в ступені 11 “земну” гравітацію. Якщо ви кинете виделку на поверхню нейтронної зірки, метал, що містяться в ній, швидко розтечеться по всій її поверхні.
Також температура впливатиме на густину, змінюючи тиск і об'єм газу відповідно до закону ідеального газу. Вищі температури, як правило, знижують густину, збільшуючи об'єм і знижуючи тиск, і навпаки.
Густина зорі також впливає на те, як ми сприймаємо її як поверхню. Якщо зоря дуже щільна, наприклад, та ж нейтронна зоря, вона матиме дуже чітку межу і виглядатиме як суцільна сфера.
Якщо зоря менш щільна, наприклад, червоний гігант, вона матиме нечітку межу і виглядатиме як газ, що світиться. Власне, де простір, а де зоря — питання на любителя.
Не існує чіткого порогу, коли зоря стає достатньо щільною, щоб перестати бути зіркою. Все залежить від того, як ми визначаємо поверхню з точки зору оптичної глибини або контрасту яскравості.
Або методологічно. Скажімо, магнітні бурі — це розширення зірки, відсування її поверхні чи ні?
У будь-якому випадку, гравітаційні сили, що діють на водень та гелій, призводять до високих температур і тисків у зоряних ядрах, ініціюючи реакції ядерного синтезу, які генерують енергію, що випромінюється зірками.
А інтенсивне тепло і тиск змушують газ розширюватися і створювати баланс між зовнішнім радіаційним тиском і внутрішніми гравітаційними силами. Ця рівновага, можливо, - краще визначення межі зірки, де стикаються її внутрішнє і зовнішнє середовища.
