Зоряні моделі, обчислені на основі тих або інших теоретичних передумов розподілу температури, щільність, тиск речовини в зірках заданої маси і хімічного складу. Побудова З. м. заснованих на уявленні про рівноважну газову зірку, стан якої визначається, з одного боку, механічною рівновагою (між силою тяжіння і силоміць тиск газу) і з іншої — тепловою рівновагою (між виділенням і відведенням енергії).
Характерними параметрами З. м. є коефіцієнт поглинання, механізм перенесення енергії, рівняння стану зоряної речовини і механізм виділення енергії (див. Зірки ) . Значення цих параметрів визначаються теорією внутрішньої будови зірок. Розрізняються однорідні і неоднорідні З. м. (по хімічному складу), прості і складні, багатофазні З. м. (по рівнянню стану і механізму перенесення енергії). Найбільш прості моделі зірок головної послідовності Герцшпрунга — Ресселла діаграми . Зірки, розташовані у верхній її частині, складаються з конвективного ядра (що включає 0,30—0,15 мас зірки; у нім перенесення енергії здійснюється шляхом конвекції) і променистої оболонки. Вся енергія виділяється в конвективному ядрі в результаті ядерних реакцій перетворення водню в гелій. Розміри і маса конвективного ядра тим більше, чим більше маса зірки. Зірки нижньої частини головної послідовності, навпаки, складаються із зовнішньої конвективної оболонки і ядра в променистій рівновазі, в центрі якої вигоряє водень. температура в центрі гарячої блакитної зірки складає близько 30 млн. градусів, щільність близько 2 г/см 3 , в центрі Сонця температура близько 15 млн. градусів, щільність близько 100 г/см 3 ; в центрі червоної зірки-карлика температура близько 10 млн. градусів, щільність близько 1000 г/см 3 .
З часом хімічний склад ядра унаслідок ядерних перетворень змінюється, і спочатку однорідна З. м. стає усе більш неоднорідним. Після виснаження запасів водню в зірці можливі реакції побудови важчих ядер з гелію, якщо унаслідок стискування зірки температура і щільність в її надрах значно підвищаться. Підвищення щільності веде до зміни рівняння полягання в центральних частинах З. м. (звироднінню газу). Найбільш складними є моделі зірок на пізніх стадіях розвитку (червоні зірки-гіганти). Вони складаються з декількох поперемінно конвективних і променистих зон різного хімічного складу і двох-трьох шарових джерел енергії (з різними ядерними реакціями). Деякі зони або центральне ядро можуть знаходитися в стані стискування або розширення. Модель білою зірки-карлика майже цілком складається з виродженого газу. При розрахунках З. м. і доріг розвитку зірок в часі застосовуються ЕОМ(електронна обчислювальна машина).
Літ.: Рубен Р., Методи обчислення стаціонарних сферично-симетричних моделей зірок і їх еволюції, в кн.: Наукові інформації Астрономічної ради АН(Академія наук) СРСР № 14, М., 1969; Schwarzschild М., Structure and evolution of the stars, N. Y. 1965.
