Звезды. Этапы эволюции звезд

Звезда́;— излучающий свет массивный газовый шар, удерживаемый силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза

Ближайшей к Земле звездой является Солнце — типичный представитель спектрального класса G. Звёзды образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость.

Этапы эволюции звёзд.

1. Рождение звёзд.

Ранний этап эволюции звезд связан с процессом их конденсации из межзвездной среды. Протозвезды, непрерывно сжимаясь под действием силы тяжести, становятся все более компактными объектами. [4] Наступает гравитационный коллапс. Поскольку давление и плотность нарастают к центру, коллапс центральной части происходит быстрее, чем на периферии. В конце концов, градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать вещества. Торможение происходит на поверхности ядра. В конце концов масса вещества исчерпается. Этим заканчивается фаза протозвезды и начинается фаза молодой звезды.

2. Молодые звёзды.

Дальнейший путь развития звезды почти полностью зависит от ее массы.

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца) полностью конвективные. По сути, это еще протозвезды. Ядерные реакции в их центре еще только начинаются, и всё излучение происходит в основном из-за гравитационного сжатия. Затем сжатие замедляется. У звезд с массой больше, чем 0,8 масс Солнца, ядро становится прозрачным для излучения, и возобладает лучистый перенос энергии в ядре, а наверху оболочка остаётся конвективной. Эволюция звезд меньшей массы превышает возраст галактики, вот почему они мало изучены. У звезд с массой меньше 0,08 масс Солнца выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций никогда не хватит, чтобы покрыть расходы на излучение. Они постоянно сжимаются, пока давление вырожденного газа не остановит его, а затем остывают. Их называют коричневыми или бурыми карликами.

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) эволюционируют также, но в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс пропускают все промежуточные стадии. Ядерные реакции в ядре компенсируют потери на излучение. У данных звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливает коллапсирование оставшихся внешних областей, но толкает их обратно. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака.