Просмотр кода страницы Эволюция звёзд

{{Проводится_экспертиза_РАН}}
{{другие значения|Эволюция (значения)}}
[[Файл:Solar-evolution.png|thumb|400px|Эволюция [[Солнце|Солнца]]]]
'''Эволю́ция звёзд''' (звёздная эволюция) в [[Астрономия|астрономии]] — изменение со временем физических и наблюдаемых параметров [[Звезда|звезды]] из-за идущих в ней [[Термоядерная реакция|термоядерных реакций]], излучения ею энергии и потери массы. Часто говорят об эволюции как о «жизни звезды», начинающейся когда единственным источником энергии звезды становятся ядерные реакции, и заканчивающейся когда реакции прекращаются — у различных звёзд эволюция идёт по-разному<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.sai.msu.su/ng/stars/stars_life.htm|title=Жизнь звёзд|author=|website=www.sai.msu.su|date=|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-07-01|archive-url=https://web.archive.org/web/20200701162426/http://www.sai.msu.su/ng/stars/stars_life.htm|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=|url=https://new-science.ru/kak-vyglyadit-zhiznennyj-cikl-zvezdy/|title=Как выглядит жизненный цикл звезды?|author=|website=new-science.ru|date=|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-07-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20200711152025/https://new-science.ru/kak-vyglyadit-zhiznennyj-cikl-zvezdy/|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1171272|title=Во что превращаются звезды в конце жизни|author=[[Постнов, Константин Александрович|Постнов К. А.]]|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-07-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20200712072537/http://www.astronet.ru/db/msg/1171272|deadlink=no}}</ref>. 
== Начало процесса ==

Согласно [[Астрофизика|астрофизическим]] моделям, срок жизни звезды, в зависимости от начальной массы, продолжается от нескольких миллионов до десятков триллионов лет<ref name=":4">{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/ms.htm|title=Главная последовательность|author=Миронова И.|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-06-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20200629070940/http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/ms.htm|deadlink=no}}</ref><ref name=":8" />, поэтому астрономы прямо наблюдают только очень малый по сравнению с продолжительностью жизни звезды период её эволюции, на протяжении которого эволюционные изменения практически незаметны{{Sfn|Шкловский|1984|страницы=87}}.

Звёзды образуются из холодных разреженных облаков [[Межзвёздный газ|межзвёздного газа]], которые сжимаются из-за [[Гравитационная неустойчивость|гравитационной неустойчивости]], в процессе сжатия разогреваются настолько, что в их недрах начинаются [[Нуклеосинтез|термоядерные реакции]] синтеза [[Гелий|гелия]] из [[водород]]а{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=398}}. В момент начала термоядерных реакций [[протозвезда]] становится звездой [[Главная последовательность|главной последовательности]] (исключение могут составлять [[субкарлик]]и и [[Коричневый карлик|коричневые карлики]]), на которой будет находиться бо́льшую часть своей жизни — [[Солнце]] также находится на этой стадии звезды главной последовательности<ref>{{cite web|lang=|url=http://test.kirensky.ru/master/pconcept/mcpr10.htm|title=Эволюция звёзд|author=|website=Институт физики им. Киренского|date=|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-02-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20200210185004/http://test.kirensky.ru/master/pconcept/mcpr10.htm|deadlink=no}}</ref>.

Дальнейшая эволюция звёзд различается также в зависимости от начальной массы и химического состава [[Металличность|(металличности)]] звезды. Так, звёзды средних масс при эволюции проходят стадии субгигантов, красных гигантов, горизонтальную ветвь, голубую петлю и асимптотическую ветвь. В любом случае, по мере выгорания водорода как внешние, так и внутренние характеристики звёзд меняются, и при достаточной массе в определённый момент в звёздах начинается [[тройная гелиевая реакция]], при которой в них образуется [[углерод]]. В более тяжёлых звёздах далее могут синтезироваться ядра более тяжёлых элементов, но в любом случае синтез более тяжёлых ядер химических элементов останавливается на [[железо|железе]], так как синтез более тяжёлых элементов энергетически невыгоден{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=398}}.

На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь [[Белый карлик|белым карликом]], либо превращается в [[Сверхновая звезда|сверхновую звезду]], после взрыва сверхновой остаётся [[нейтронная звезда]] или [[чёрная дыра]]{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=398}}.

В [[Тесная двойная система|тесных двойных системах]] на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою [[полость Роша]], между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы<ref name=":14">{{публикация|книга|часть=Эволюция тесных двойных звезд|часть ответственный=Тутуков А. В. |заглавие=Физика космоса: Маленькая энциклопедия |год=1986 |ответственный=Редкол.: [[Сюняев, Рашид Алиевич|Р. А. Сюняев]] (гл. ред.) и др |издание=2-е изд |место=М. |издательство=[[Советская энциклопедия (издательство)|Советская энциклопедия]] |тираж=70000 |страницы=731—738 |ссылка часть=http://www.astronet.ru/db/msg/1188342}}</ref><ref name=":15">{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1171340|title=Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции|author=[[Черепащук, Анатолий Михайлович|Черепащук А. М.]]|website=[[Астронет]]|date=|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2015-10-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20151020165043/http://www.astronet.ru/db/msg/1171340|deadlink=no}}</ref>.

== Термоядерный синтез в недрах звёзд ==
[[Файл:Fusion_in_the_Sun.svg|thumb|240px|Основной источник энергии в звёздах малой массы главной последовательности — [[протон-протонный цикл]]]]
{{Основная статья|Звёздный нуклеосинтез}}

=== Развитие представлений об источнике энергии звёзд ===
С момента открытия [[Закон сохранения энергии|закона сохранения энергии]] встал вопрос об источнике энергии звёзд. Выдвигались различные гипотезы, и одной из наиболее известных была контракционная гипотеза: в ней предполагаемым источником энергии считалось гравитационное сжатие звезды (которое также объясняло видимое разнообразие звёзд). Её поддерживали [[Томсон, Уильям (лорд Кельвин)|лорд Кельвин]] и [[Гельмгольц, Герман Людвиг Фердинанд|Герман фон Гельмгольц]], но в дальнейшем выяснилось её противоречие: для [[Солнце|Солнца]] подобного источника энергии хватило бы на {{E|7|0}} лет, в то время как возраст [[Земля|Земли]], по [[Геология|геологическим]] и [[Биология|биологическим]] данным составлял как минимум {{E|9|0}} лет<ref>{{Книга|автор=Руни Э.|заглавие=История астрономии|ответственный=|год=|издание=|место=|издательство=|страницы=119|страниц=|isbn=978-5-9950-0834-7}}</ref>{{Sfn|Шкловский|1984|страницы=102–103}}.

Было показано, что при сжатии звезда должна нагреваться, а не остывать, как предполагалось ранее — это позволило увеличить теоретический срок жизни звёзд. В 1880-х годах [[Локьер, Джозеф Норман|Джозеф Локьер]] выдвинул гипотезу, что при высоких [[Плотность|плотностях]] [[уравнение состояния]] вещества звезды сильно отклоняется от уравнения состояния [[Идеальный газ|идеального газа]], её сжатие останавливается, и она начинает остывать и тускнеть — таким образом, звезда проходит путь от [[Красный гигант|красного гиганта]] к белой звезде типа [[Сириус]]а, после чего снова краснеет, но становится более тусклой — сначала [[Жёлтый карлик|жёлтым]], а потом [[Красный карлик|красным карликом{{Sfn|Шкловский|1984|страницы=102–103}}]].

Когда была составлена [[диаграмма Герцшпрунга — Рассела]], то [[главная последовательность]] и [[Звезда-гигант|ветвь гигантов]] оказались близко совпадающими с эволюционным путём звезды в гипотезе Локьера. Но затем эта гипотеза была опровергнута: выяснилось, что состояние вещества звёзд главной последовательности остаётся всё так же близко к состоянию идеального газа. Тем не менее, на данный момент контракционная гипотеза хорошо объясняет эволюцию [[Протозвезда|протозвёзд]], которые действительно излучают за счёт сжатия, пока не перейдут на главную последовательность{{Sfn|Шкловский|1984|страницы=102–103}}.

В 1896 году [[Беккерель, Антуан Анри|Анри Беккерель]] открыл [[Радиоактивный распад|радиоактивность]], а в 1903 году [[Кюри, Пьер|Пьер Кюри]] — выделение тепла радиоактивными элементами. Поэтому [[Джинс, Джеймс Хопвуд|Джеймс Джинс]] выдвинул гипотезу, что звёзды излучают энергию за счёт радиоактивного распада. Эта гипотеза также не могла объяснить большой возраст Солнца, и в дальнейшем Джинс предположил, что в звёздах происходит не радиоактивный распад, а [[аннигиляция]] вещества. Хотя гипотеза аннигиляции и давала достаточно большой возможный срок жизни Солнца, она не нашла подтверждения при дальнейшем развитии астрофизики. Однако сама идея о внутриядерном источнике энергии звёзд оказалась верной<ref name=":0">{{cite web|lang=|url=http://old.ihst.ru/aspirans/astronomyia.htm#_Toc100630709|title=История астрономии|author=|website=[[Институт истории естествознания и техники имени С. И. Вавилова РАН]]|date=|publisher=|archive-url=https://web.archive.org/web/20200629034610/http://old.ihst.ru/aspirans/astronomyia.htm#_Toc100630709|archive-date=2020-06-29|access-date=2024-01-25|deadlink=yes}}</ref>.

В 1906 году [[Эйнштейн, Альберт|Альберт Эйнштейн]] исходя из созданной им [[Теория относительности|теории относительности]] открыл [[эквивалентность массы и энергии]]. В 1920 году [[Эддингтон, Артур Стэнли|Артур Эддингтон]], знакомый с работами Эйнштейна, предположил, что энергия в звёздах выделяется за счёт превращения [[водород]]а в [[гелий]]: при такой реакции за счёт [[Дефект массы|дефекта массы]] должно выделяться достаточно энергии для излучения звёзд в течение многих миллионов и даже миллиардов лет{{Sfn|Шкловский|1984|страницы=102–103}}. Гипотеза Эддингтона впоследствии подтвердилась: к 1939 году [[Бете, Ханс|Хансом Бёте]], [[Вайцзеккер, Карл Фридрих фон|Карлом Вайцзеккером]] и [[Критчфилд, Чарльз|Чарльзом Критчфильдом]] независимо друг от друга были предложили два механизма превращения водорода в гелий: [[протон-протонный цикл]] и [[CNO-цикл]]. В 1941 году [[Шварцшильд, Мартин|Мартин Шварцшильд]] рассчитал модель Солнца с [[Термоядерная реакция|термоядерным источником энергии]], и его результаты подтвердили теорию термоядерного синтеза в недрах звёзд. На данный момент она общепринята, и на ней основываются модели звёздной эволюции<ref name=":0"/>.

Именно из-за термоядерного синтеза со временем меняется химический состав звёзд и происходят эволюционные изменения{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=360}}{{Sfn|Шкловский|1984|страницы=133}}. Но эти изменения происходят очень медленно, и эволюцию отдельно взятой звезды практически невозможно проследить даже при очень длительных наблюдениях. Лишь в редких случаях, когда звезда находится на очень короткой стадии своей эволюции, возможно заметить систематическое изменение её параметров, например, изменение периода пульсаций у [[Цефеиды|цефеид]]. Поэтому теория эволюции строится на некоторых косвенных признаках и по наблюдениям множества звёзд, находящихся на разных стадиях эволюции{{Sfn|Шкловский|1984|страницы=87}}.

=== Реакции термоядерного синтеза ===
В звёздах на разных стадиях эволюции проходят различные термоядерные реакции<ref>{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/4934355|автор=Надёжин Д. К.|статья=Я́дерные реакции в звёздах|том=35|страницы=631-632|архив=https://web.archive.org/web/20201023133708/https://bigenc.ru/physics/text/4934355|архив дата=2020-10-23}}</ref>.

Так, в недрах звёзд [[Главная последовательность|главной последовательности]] синтезируются ядра [[Гелий|гелия]] из ядер [[водород]]а ([[протон]]ов). Это превращение может идти двумя путями. В [[Протон-протонный цикл|протон-протонном цикле]] идёт последовательное слияние протонов напрямую с превращением 4 протонов в ядро гелия, и этот процесс доминирует при меньших температурах — в ядрах звёзд малой массы. Второй путь — [[CNO-цикл]]. В нём [[углерод]], [[азот]] и [[кислород]] выступают как [[катализатор]]ы, цикл доминирует при высоких температурах и за счёт этого процесса выделяется бо́льшая часть энергии в массивных звёздах. Мощность энерговыделения на единицу массы этих двух процессов уравнивается при массе звезды примерно {{nobr|1,5 {{Mo}}}} и температуре в центре примерно 18 миллионов [[Кельвин|K]]<ref name=":6">{{cite web|lang=|url=https://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html|title=Main-Sequence Stars|author=Wilkinson F.|website=The Astrophysics Spectator|date=|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2018-07-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20180721155428/http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=|url=https://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/stellarevolution_mainsequence.html#mscno|title=Main Sequence Stars|author=|website=Australia Telescope National Facility|date=|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-07-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20200721052333/https://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/stellarevolution_mainsequence.html#mscno|deadlink=no}}</ref>.

В массивных звёздах на более поздних этапах эволюции синтезируются более тяжёлые элементы: сначала углерод в [[Тройная гелиевая реакция|тройном гелиевом процессе]], а в самых тяжёлых звёздах синтезируются и более тяжёлые элементы вплоть до [[Железо|железа]] — дальнейший нуклеосинтез более тяжёлых элементов не идёт, так как энергетически невыгоден{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=413}}. Тем не менее, звёзды на более поздних этапах эволюции, как правило, становятся ярче, а удельное энерговыделение на единицу массы исходного для синтеза вещества, наоборот, снижается, так как разница в [[Дефект массы|удельной энергии связи]] становится меньше. Это обуславливает сравнительно малую продолжительность более поздних стадий эволюции по сравнению с длительностью нахождения звезды на главной последовательности: например, длительность нахождения Солнца на главной последовательности оценивается в 12 миллиардов лет, а стадия горения гелия в Солнце продлится только в 110—130 миллионов лет<ref name="prialnik00">{{книга|ref=Prialnik|автор=Prialnik D.|заглавие=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution|ответственный=|год=2000|язык=en|издание=|место=|издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]]|страницы=|страниц=|isbn=978-0-521-65937-6}}</ref><ref name="mnras386_1">{{статья|ссылка=|автор=Schröder K. P.; Smith R. C.|заглавие=Distant future of the Sun and Earth revisited|год=2008|язык=en|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|издательство=[[Oxford University Press]]|тип=journal|месяц=5|число=|том=386|номер=1|страницы=155—163|issn=|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|bibcode=2008MNRAS.386..155S|arxiv=0801.4031}}</ref><ref name=":7">{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S/abstract|автор=Sackmann I. J.; Boothroyd A. I.; Kraemer K. E.|заглавие=Our Sun. III. Present and Future|год=1993|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]|тип=|месяц=|число=|том=|номер=|страницы=|issn=|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20200604233950/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S/abstract|deadlink=no}}</ref>.

Элементы тяжелее железа также образуются в звёздах, но не когда они находятся на главной последовательности, а при особых обстоятельствах: например, при взрывах [[Сверхновая звезда|сверхновых]], когда выделяется большое количество энергии — при так называемом [[Взрывной нуклеосинтез|взрывном нуклеосинтезе]]<ref>{{Статья|ссылка=https://books.google.by/books?id=xH_KBwAAQBAJ&pg=PA15|автор=|заглавие=Звёздное рождение титана|год=2020|язык=|издание=[[Наука и жизнь]]|тип=|месяц=12|число=|том=|номер=12|страницы=15—16|issn=0028-1263|access-date=2024-01-25|archive-date=2021-07-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20210715195929/https://books.google.by/books?id=xH_KBwAAQBAJ&pg=PA15|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1171260|title=Звездный нуклеосинтез - источник происхождения химических элементов|author=Рыжов В. Н.|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-06-08|archive-url=https://web.archive.org/web/20200608203834/http://www.astronet.ru/db/msg/1171260|deadlink=no}}</ref>.

Наконец, [[Коричневый карлик|коричневые карлики]], хотя и не являются звёздами в классическом понимании, поддерживают [[Ядерное горение дейтерия|горение дейтерия]] и горение лёгких элементов — [[Литий|лития]], [[Бериллий|бериллия]], [[Бор (элемент)|бора]], которые могут идти при довольно низких температурах и поэтому являются только реакциями синтеза, происходящей в таких маломассивных объектах<ref name="LeBlanc">{{книга|ref=LeBlanc|ссылка=https://books.google.com/books?id=V684xcaD9cwC&pg=PA218|автор=LeBlanc F.|заглавие=An Introduction to Stellar Astrophysics|ответственный=|год=2010|издание=|место=United Kingdom|издательство=[[John Wiley & Sons]]|страницы=218|страниц=|isbn=978-0-470-69956-0}}</ref><ref name="Lewis">{{книга|ref=Lewis|ссылка=https://books.google.com/books?id=ERpMjmR1ErYC&pg=PA600|автор=Lewis J. S.|заглавие=Physics and chemistry of the solar system|ответственный=|год=2004|язык=en|издание=|место=United Kingdom|издательство=[[Elsevier|Elsevier Academic Press]]|страницы=600|страниц=|isbn=978-0-12-446744-6}}</ref><ref>{{статья|ссылка=|автор=Chabrier G.|заглавие=Deuterium Burning in Substellar Objects|год=2000|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]|тип=journal|месяц=|число=|том=542|номер=2|страницы=L119|issn=|doi=10.1086/312941|bibcode=2000ApJ...542L.119C|arxiv=astro-ph/0009174}}</ref>. Кроме этого, в самых массивных коричневых карликах могут в течение некоторого времени идти реакции синтеза гелия из водорода. Однако в отличие от настоящих звёзд, горение водорода в них быстро прекращается и никогда не становится единственным источником энергии<ref>{{cite web|lang=ru|url=https://www.popmech.ru/science/11201-temnye-svetila-korichnevye-karliki/|title=Темные светила: коричневые карлики|author=|website=|date=|publisher=[[Популярная механика]]|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-06-08|archive-url=https://web.archive.org/web/20200608182402/https://www.popmech.ru/science/11201-temnye-svetila-korichnevye-karliki/|deadlink=no}}</ref>.

== Формирование звёзд ==
[[Файл:Nursery of New Stars - GPN-2000-000972.jpg|thumb|240px|[[NGC 604]] — крупная звёздообразующая туманность в [[Галактика Треугольника|Галактике Треугольника]]]]
{{main|Формирование звёзд}}

=== Сжатие молекулярного облака ===
Эволюция звезды начинается в гигантском [[Молекулярное облако|молекулярном облаке]], также иногда образно называемом «звёздной колыбелью». Начальная концентрация атомов в нём — около {{E|2|0}} частиц на кубический сантиметр, тогда как [[Межзвёздная среда|межзвёздное пространство]] в среднем содержит не более 0,1 частицы на кубический сантиметр. Такие облака могут иметь массу в {{nobr|{{E|5|0}}—{{E|7|0}} {{Mo}},}} диаметр — от 50 до 300 [[Световой год|световых лет]], а температура газа в них составляет {{nobr|10—30 [[Кельвин|K]]}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=387}}{{Sfn|Шкловский|1984|страницы=43}}.

При развитии [[Гравитационная неустойчивость|гравитационной неустойчивости]] облако может начать сжиматься. Неустойчивость может быть вызвана различными факторами, например, столкновением двух облаков, прохождением облака через плотный рукав [[Спиральная галактика|спиральной галактики]] или же взрывом [[Сверхновая звезда|сверхновой звезды]] на достаточно близком расстоянии, ударная волна от которой, распространяющаяся по межзвёздному газу, может столкнуться с молекулярным облаком. Кроме того, при [[Столкновение галактик|столкновениях галактик]] столкновения газовых облаков, связанных с галактиками, начинают происходить чаще, что объясняет увеличение темпа звездообразования при столкновениях галактик<ref>{{cite web|lang=|url=http://www-ssg.sr.unh.edu/406/LectureNotes/Notes_X_LifeStar_04.pdf|title=Section X, Stellar Evolution|author=|website=University of New Hampshire Experimental Space Plasma Group|date=|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2019-08-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20190819062454/http://www-ssg.sr.unh.edu/406/LectureNotes/Notes_X_LifeStar_04.pdf|deadlink=no}}</ref>.

Для того чтобы гравитационная неустойчивость привела к сжатию молекулярного облака, нужно, чтобы сумма его [[Потенциальная энергия|потенциальной энергии]] и удвоенной [[Кинетическая энергия|кинетической]], в соответствии с [[Теорема вириала|теоремой вириала]], стала отрицательна. При постоянной плотности облака радиусом <math>R</math> [[Абсолютная величина|модуль]] потенциальной энергии (сама она отрицательна) растёт пропорционально <math>R^5,</math> а сумма значений кинетической энергии всех молекул — пропорционально <math>R^3.</math> Следовательно, облако начнёт сжиматься, если его масса больше определённой величины <math>M_0,</math> которая при плотности облака <math>\rho,</math> молярной массе его газа <math>\mu</math> и температуре <math>T</math> равняется{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=387}}<ref name="salaris20052"/>:
: <math>M_0 = \left(\frac{3}{4 \pi \rho}\right)^{1/2} \left(\frac{5R_gT}{\mu G}\right)^{3/2},</math>
: где <math>G</math> — [[гравитационная постоянная]],
: <math>R_g</math> — [[универсальная газовая постоянная]].

Отсюда следует, что изначально облако будет сжиматься при массе не менее {{nobr|{{E|3|0}} {{Mo}}.}} По мере сжатия облако будет уплотняться практически без нагрева, так как оно прозрачно для излучения и почти вся выделяемая энергия излучается во внешнее пространство. Это приводит к уменьшению пороговой массы для развития гравитационной неустойчивости, и, как следствие, — сжиматься начнут области меньшей массы и размера — этот процесс называется фрагментацией облака звёздообразования, он объясняет наблюдаемое формирование звёзд в основном группами — в частности, в [[Звёздное скопление|скоплениях]]. Кроме того, явление фрагментации объясняет, почему образованные звёзды имеют сравнительно узкий диапазон масс — от {{E|−1|0}} до {{nobr|{{E|2|0}} {{Mo}}}} по порядку величины{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=387}}<ref name=":1" />.

По мере уплотнения облака оно становится всё менее прозрачным для излучения, например, при массе облака в {{nobr|1 {{Mo}}}} это происходит при его радиусе в {{nobr|2,5{{e|4}} {{Ro}}.}} При этом выделяемая энергия от гравитационного сжатия начинает его разогревать: по [[Теорема вириала|теореме вириала]] половина выделяемой за счёт сжатия энергии тратится на излучение, а другая половина — на нагревание вещества<ref>{{публикация|книга|заглавие=Физика космоса: Маленькая энциклопедия|ссылка=|год=1986|автор=|ref=|язык=|часть=Вириала теорема|ссылка часть=http://www.astronet.ru/db/msg/1190726|часть ответственный=[[Новиков, Игорь Дмитриевич|Новиков И. Д.]]|ответственный=Редкол.: [[Сюняев, Рашид Алиевич|Р. А. Сюняев]] (гл. ред.) и др|издание=2-е изд|место=М.|издательство=[[Советская энциклопедия (издательство)|Советская энциклопедия]]|страницы=167—168|тираж=70000}}</ref>. Принято считать, что с этого момента облако называется [[Протозвезда|протозвездой]]<ref name=":1">{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/node12.html|title=Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды|author=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г.]]; Ламзин С. А.|website=|subtitle=От облака к звезде|date=1992|publisher=[[Астронет]]|access-date=2024-01-25|archive-date=2015-09-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20150923190023/http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/node12.html|deadlink=no}}</ref>.

=== Стадия протозвёзды ===
{{Основная статья|Протозвезда}}
[[Файл:A_diamond_in_the_dust.jpg|thumb|240пкс|Протозвезда [[HBC 1]]]]
Сжатие облака происходит неравномерно, и через некоторое время после начала сжатия в облаке образуется [[Гидростатическое равновесие|гидростатически равновесное]] ядро — принято считать, что именно с этого момента облако, а точнее его ядро, является протозвездой<ref name=":18">{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/node12.html|title=Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды|author=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г.]], Ламзин С. А.|website=[[Астронет]]|subtitle=От облака к звезде|date=1992|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2015-09-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20150923190023/http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/node12.html|deadlink=no}}</ref>. Характеристики ядра практически не зависят от массы облака, масса составляет {{nobr|0,01 {{Mo}},}} радиус — несколько [[а.е.]], а температура в центре — {{nobr|200 [[Кельвин|K]].}} [[Аккреция]] внешних слоёв облака на ядро приводит к росту его массы и температуры, но при температуре в {{nobr|~2000 [[Кельвин|K]]}} её рост останавливается, так как энергия расходуется на [[Термическая диссоциация|диссоциацию]] молекул водорода. В некоторый момент гидростатическое равновесие нарушается, и ядро начинает сжиматься. Следующее гидростатически равновесное состояние достигается для более маленького, теперь уже ионизированного ядра туманности с массой {{nobr|~0,001 {{Mo}},}} радиусом около {{nobr|1 {{Ro}}}} и температурой {{nobr|2{{E|4}} [[Кельвин|K]].}} При этом ядро, излучающее в оптическом диапазоне, закрыто от окружающего пространства пылегазовой оболочкой, которая имеет гораздо меньшую температуру и излучает только в инфракрасном диапазоне<ref name=":18"/><ref name=":16">{{Статья|ссылка=https://doi.org/10.1088%2F0034-4885%2F66%2F10%2Fr03|автор=Richard B. Larson|заглавие=The physics of star formation|год=2003|месяц=9|язык=en|издание=[[Reports on Progress in Physics]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=66|выпуск=10|страницы=1651–1697|issn=0034-4885|doi=10.1088/0034-4885/66/10/R03}}</ref><ref name=":02">{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/node13.html|title=Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды.|author=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г.]], Ламзин С. А.|website=[[Астронет]]|subtitle=Что же такое протозвёзды?|date=1992|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2012-03-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20120306150608/http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/node13.html|deadlink=no}}</ref>.

Аккреция внешних слоёв продолжается, а падающее на ядро со скоростью {{nobr|~15 км/с}} вещество образует [[Ударная волна|ударную волну]]. В дальнейшем на ядро выпадает всё вещество оболочки (хотя у массивных звёзд часть вещества может покинуть звезду из-за сильного [[Давление электромагнитного излучения|давления излучения]]), ионизируется, и в то же время протозвезда становится доступной для наблюдения в видимом диапазоне<ref name=":02"/>. До этого момента сжатие внешней оболочки идёт по динамической [[Эволюционные временные шкалы|временной шкале]], то есть, её длительность соответствует времени [[Свободное падение|свободного падения]] вещества, которому не препятствует давление газа<ref name=":162">{{cite web|lang=|url=http://www.astro.tsu.ru/astrophysics/lecture_7.pdf|title=Эволюция звезд|website=Кафедра астрономии и космической геодезии|publisher=[[Томский государственный университет]]|access-date=2024-01-25|archive-date=2018-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20180713081844/http://www.astro.tsu.ru/astrophysics/lecture_7.pdf|deadlink=yes}}</ref>.

=== Звёзды до главной последовательности ===
{{Основная статья|Звёзды до главной последовательности}}
[[Файл:PMS_evolution_tracks-ru.svg|thumb|240px|Эволюционные треки протозвёзд разной массы в период их медленного сжатия (синий цвет) и их изохроны (отмечены разными цветами)]]
[[Файл:Solar evolution ru.svg|thumb|240px|Изменение основных параметров [[Солнце|Солнца]] - светимости, радиуса и температуры на протяжении эволюции]]
Протозвёзды, у которых уже закончилась аккреция оболочек, иногда выделяются в отдельный тип, называемый [[звёзды до главной последовательности|звёздами до главной последовательности]]. Протозвезда, имеющая низкую температуру и высокую светимость, находится в её верхней правой части на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|Диаграмме Герцшпрунга — Рассела]]. Пока в звезде не начались термоядерные реакции и она выделяет энергию за счёт гравитационного сжатия, она медленно движется на диаграмме к [[Главная последовательность|главной последовательности]]<ref name=":18"/><ref name=":16" /><ref name=":02"/>.

Так как на этой стадии вещество удерживается от сжатия давлением газа, протозвёзды сжимаются гораздо медленнее, чем на предыдущей стадии — в тепловой [[Эволюционные временные шкалы|временной шкале]], то есть, за период, за который половина потенциальной гравитационной энергии израсходуется на излучение<ref name=":162"/>, согласно теореме вириала. У самых массивных звёзд она занимает около {{E|5|0}} лет, а у наименее массивных — порядка {{E|9|0}} лет. Для Солнца стадия сжатия и перехода на главную последовательность продлилась 30 миллионов лет<ref name=":18"/><ref name=":11">{{Книга|ссылка=https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC&hl=ru|автор=Karttunen H.; Kröger P.; Oja H.; Poutanen M.; Donner K. J.|заглавие=Fundamental Astronomy|год=2007|язык=en|издание=5th edition|место=Berlin, Heidelberg, {{N. Y.}}|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|страницы=243—254|страниц=510|isbn=978-3-540-00179-9|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-06-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20200605220918/https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC&hl=ru|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=394–395}}.

В 1961 году [[Хаяси, Тюсиро|Тюсиро Хаяси]] (Хаяши) показал, что если весь объём звезды занимает [[Конвекция|конвективная]] зона, то при медленном сжатии температура её вещества практически не меняется, а светимость падает — это соответствует движению положения звезды вертикально вниз на диаграмме, и такой путь звезды принято называть [[Трек Хаяши|треком Хаяши]]. У звёзд с массами в диапазоне от {{nobr|0,3—0,5 {{Mo}}}} (по разным оценкам) до {{nobr|3 {{Mo}}}} в течение сжатия исчезают конвективные слои и в какой-то момент такие звёзды сходят с трека Хаяши, в то время как звёзды с массами менее {{nobr|0,3—0,5 {{Mo}}}} находятся на треке Хаяши на протяжении всего времени сжатия<ref name=":1" /><ref name=":3">{{cite web|lang=|url=https://web.archive.org/web/20100129054835/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/Henyey_track.html|title=Henyey track|author=Darling D.|website=The Internet Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2024-01-25}}</ref><ref name=":5">{{cite web|lang=|url=https://www.oxfordreference.com/view/10.1093/oi/authority.20110803095931440|title=Henyey track|author=|website=Oxford Reference|date=|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2021-07-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20210715195931/https://www.oxfordreference.com/view/10.1093/oi/authority.20110803095931440|deadlink=no}}</ref>.

После схода с трека Хаяши (для звёзд промежуточной массы) или с самого начала медленного сжатия (для массивных звёзд), звезда перестаёт быть конвективной и при сжатии начинает нагреваться, при этом светимость меняется незначительно, так как уменьшается площадь излучающей поверхности. Это соответствует почти горизонтальному движению влево на диаграмме, и эта часть пути называется [[Трек Хеньи|треком Хеньи]]<ref name=":3"/><ref name=":5"/><ref>{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/126791|автор=[[Хеньи, Льюис Джордж|Henyey L. G.]]; Lelevier R.; Levée R. D.|заглавие=The early phases of stellar evolution|год=1955|язык=|издание=The Astronomical Society of the Pacific|тип=|месяц=|число=|том=|номер=|страницы=|issn=|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-10-08|archive-url=https://web.archive.org/web/20201008084409/https://iopscience.iop.org/article/10.1086/126791|deadlink=no}}</ref>.

В любом случае, в течение сжатия температура в центре звезды возрастает, и в веществе звезды при достаточной её массе начинают протекать [[Термоядерная реакция|термоядерные реакции]]. На ранних этапах сжатия они производят меньше энергии, чем излучает звезда, и сжатие продолжается, но вместе с тем доля термоядерных реакций в выделении энергии увеличивается. В некоторый момент, если звезда имеет массу больше {{nobr|0,07—0,08 {{Mo}},}} мощность выделения энергии за счёт термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды и сжатие прекращается — этот момент считается окончанием формирования звезды и её перехода на [[Главная последовательность|главную последовательность]]. Если звезда имеет массу менее {{nobr|0,07—0,08 {{Mo}},}} то в ней тоже возможны термоядерные реакции, однако вещество звезды в ядре становится [[Вырожденный газ|вырожденным]] раньше, чем прекращается сжатие, поэтому термоядерные реакции никогда не становятся единственным источником энергии. Такие объекты известны как [[Коричневый карлик|коричневые карлики]]{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=398}}<ref name=":1"/><ref name="min massa1">{{статья|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1993ApJ...406..158B/0000160.000.html|автор=Burrows A.; Hubbard W. B.; Saumon D.; Lunine J. I.|заглавие=An expanded set of brown dwarf and very low mass star models|год=1993|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]|тип=[[Научный журнал|рец. науч. журнал]]|месяц=|число=|том=406|номер=1|страницы=158—171|issn=0004-637X|doi=10.1086/172427|bibcode=1993ApJ...406..158B}} — См. c. 160.</ref>.

В процессе сжатия также формируются [[Протопланетный диск|протопланетные диски]] вокруг звезды, которые впоследствии могут эволюционировать в [[Планетная система|планетные системы]]. Образование протопланетного диска происходит из-за того, что облако изначально может иметь некоторый [[момент импульса]], и при уплотнении облака учащаются столкновения частиц, из-за чего вещество не вошедшее в звезду начинает формировать диск вращающийся вокруг звезды в одной плоскости{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=356–358}}.

== Главная последовательность ==
[[Файл:HRDiagram_ru.png|thumb|240пкс|Главная последовательность хорошо видна на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]]]]
[[Файл:StarsLifetime2Mass-ru.svg|thumb|240пкс|Приближённая зависимость времени пребывания звезды на главной последовательности от её массы]]
[[Файл:Open_cluster_HR_diagram_ages.gif|thumb|240px|Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для двух [[Рассеянное звёздное скопление|рассеянных звёздных скоплений]]: [[M 67 (рассеянное скопление)|M 67]] и [[NGC 188]], позволяющая определить их возраст]]
{{Основная статья|Главная последовательность}}
Когда сжатие заканчивается и [[Термоядерная реакция|термоядерные реакции]] синтеза [[Гелий|гелия]] из [[водород]]а становятся единственным источником энергии, [[протозвезда]] становится звездой [[Главная последовательность|главной последовательности]]. Возраст звезды принято отсчитывать именно с этого момента. Звёзды нулевого возраста образуют так называемую ''нулевую главную последовательность'', расположенную в нижней части этой области диаграммы<ref name="Hansen1999">{{citation|title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution|series=Astronomy and Astrophysics Library|location={{N. Y.}}|publisher=[[Springer Science & Business Media|Springer New York]]|year=1999|isbn=978-0387941387|page=39|allpages=526|url=https://books.google.com/books?id=m-_6LYuUbUkC&pg=PA39|author=Hansen C. J.; Kawaler S. D.}} {{Wayback|url=https://books.google.com/books?id=m-_6LYuUbUkC&pg=PA39 |date=20200607062449 }}</ref><ref name="clayton83">{{книга|ref=Clayton|ссылка=https://archive.org/details/principlesofstel0000clay|автор=Clayton D. D.|заглавие=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis|год=1983|язык=en|место=Chicago|издательство=[[University of Chicago Press]]|страницы=481—482|страниц=621|isbn=978-0-226-10953-4}}</ref>. В это время их химический состав сформировавшихся звёзд всё ещё близок к составу [[Межзвёздная среда|межзвёздной среды]]: они состоят в основном из водорода (около {{nobr|91 %)}} и гелия (около {{nobr|9 %),}} тогда как более тяжёлых элементов — менее {{nobr|1 %}}<ref name="asr34_1">{{статья|ref=Gloeckler|автор=Gloeckler G.; Geiss J.|заглавие=Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions|год=2004|язык=en|издание=[[Advances in Space Research]]|издательство=[[Elsevier]]|тип=journal|том=34|номер=1|страницы=53—60|issn=0273-1177|doi=10.1016/j.asr.2003.02.054|bibcode=2004AdSpR..34...53G}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1162286|title=Межзвездная среда|author=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г.]]|website=[[Астронет]]|access-date=2020-07-11|archive-date=2024-01-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20200717032154/http://www.astronet.ru/db/msg/1162286|deadlink=no}}</ref>. Звёзды главной последовательности имеют широкий диапазон параметров, которые определяются в первую очередь их массой и в меньшей степени [[металличность]]ю. Так, например, звезда с массой {{nobr|0,1 {{Mo}}}} будет иметь светимость в {{nobr|0,0002 {{Lo}},}} температуру {{nobr|3000 [[Кельвин|K]]}} и [[Спектральные классы звёзд|спектральный класс]] M6, а звезда с массой {{nobr|18 {{Mo}}}} — светимость в {{nobr|30000 {{Lo}}}}, температуру {{nobr|33000 K}} и [[спектральный класс]] O9,5<ref name=":4"/>. Также от массы зависит внутреннее строение звёзд: звёзды малых масс полностью [[Конвективная зона|конвективны]], у звёзд промежуточных масс происходит [[Зона лучистого переноса|лучистый перенос]] в ядре и конвекция во внешних слоях, а у массивных звёзд — конвекция в ядре и лучистый перенос во внешних слоях. Конвекция приводит к относительно быстрому перемешиванию вещества, что выравнивает химический состав конвективного слоя. Это влияет на то, будет ли сохраняться при дальнейшей эволюции однородность слоёв звезды по химическому составу и на её дальнейшую эволюцию<ref name=":6"/><ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/structure/star_models/ms_stars/main_seq.htm|title=Звёзды: их строение, жизнь и смерть|author=Батурин В.; Миронова И.|website=[[Астронет]]|subtitle=Строение звёзд главной последовательности|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-07-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20200705045858/http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/structure/star_models/ms_stars/main_seq.htm|deadlink=no}}</ref>.

Перейдя на главную последовательность, звезда остаётся на ней большую часть времени жизни — около {{nobr|90 %.}} Это обусловлено тем, что светимость звёзд на стадии главной последовательности низка по сравнению с другими стадиями, а удельное энерговыделение при синтезе гелия выше, чем при других термоядерных реакциях<ref name="mnras386_1"/><ref>{{Книга|автор=[[Постнов, Константин Александрович|Постнов К. А.]]|заглавие=Лекции по общей астрофизике для физиков|часть=Эволюция звезд после главной последовательности|ссылка часть=http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/7lec/node2.html|место=М.|издательство=[[Астронет]]}}</ref>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=401}}. Длительность стадии главной последовательности соответствует [[Эволюционные временные шкалы|ядерной временной шкале]] для горения водорода, то есть, времени, за которое звезда излучает всю энергию, которая выделяется в реакциях превращения водорода в гелий<ref name=":162"/><ref name=":17">{{cite web|url=https://kpfu.ru/portal/docs/F_1009337479/Belyaeva.E.E..Fizika.zvyozd.pdf|title=Физика звёзд|author=Беляева Е. Е.|website=Портал КФУ|subtitle=Уравнение гидростатического равновесия|publisher=[[Казанский федеральный университет]]|access-date=2024-01-25|archive-date=2021-04-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20210411153041/https://kpfu.ru/portal/docs/F_1009337479/Belyaeva.E.E..Fizika.zvyozd.pdf|deadlink=no}}</ref>. У самых тяжёлых звёзд, по разным оценкам, она составляет от одного до нескольких миллионов лет<ref>{{Книга|ссылка=https://books.google.ru/books?id=HetADwAAQBAJ|автор=[[Попов, Сергей Борисович (астрофизик)|Попов С. Б.]]|заглавие=Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной|год=2018|часть=Глава 4|место=М.|издательство=[[Альпина нон-фикшн]]|страниц=400|isbn=978-5-91671-726-6|access-date=2024-01-25|archive-date=2021-07-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20210715200034/https://books.google.ru/books?id=HetADwAAQBAJ|deadlink=no}}</ref>, а у самых маломассивных — порядка 10 триллионов лет, что превышает [[возраст Вселенной]]<ref name=":8">{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L/abstract|автор=Laughlin G.; Bodenheimer P.; Adams F. C.|заглавие=The End of the Main Sequence|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|issn=0004-637X|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-08-01|archive-url=https://web.archive.org/web/20200801041012/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L/abstract|deadlink=no}}</ref>. Для Солнца срок нахождения на главной последовательности составит 10—13 миллиардов лет<ref name=":7"/><ref name=":1"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=394–398}}. Большая часть дальнейших стадий эволюции также идёт по ядерной временной шкале, но уже не для водорода, а для других элементов, поэтому занимают меньше времени<ref name=":162"/><ref name=":17"/>.

После перехода звезды на главную последовательность в ней постоянно идёт превращение водорода в гелий. Гелий накапливается в ядре, а водорода остаётся всё меньше, что замедляет скорость синтеза гелия. Поэтому ядро по мере исчерпания водорода сжимается под давлением внешних слоёв, его плотность увеличивается, и в итоге скорость реакций возрастает. Это приводит к заметному изменению характеристик звезды: к примеру, светимость Солнца, когда оно попало на главную последовательность, составляла {{nobr|70 %}} от современной, а ко времени окончания стадии будет в 2,2 раза больше неё — то есть светимость меняется более чем в три раза<ref name=":7"/>. В дальнейшем эти изменения приводят к настолько существенным изменениям в звезде, что она окончательно сходит с главной последовательности<ref name=":1"/><ref name="clayton83"/>{{Sfn|Шкловский|1984|страницы=134}}.

Разная длительность стадии главной последовательности у звёзд разной массы позволяет по наблюдениям вычислять возраст звёздных скоплений. В них звёзды образовались практически одновременно, и чем старше скопление, тем меньшую массу имеют те звёзды, которые ещё остались на главной последовательности. Возраст скопления рассчитывается как длительность нахождения на главной последовательности звёзд, которые начали отходить от неё по их известным массам{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=441}}<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/globular.clusters/observ.htm|title=Звёзды: их строение, жизнь и смерть|author=Миронова И.|website=[[Астронет]]|subtitle=Наблюдение эволюции звезд|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-06-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20200605012136/http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/globular.clusters/observ.htm|deadlink=no}}</ref>.

=== Субкарлики ===
[[Субкарлик]]и — звёзды, похожие на звёзды [[Главная последовательность|главной последовательности]], однако при одинаковых спектральных классах субкарлики на 1—2<sup>m</sup> тусклее<ref>{{cite web|lang=|url=http://ads.harvard.edu/cgi-bin/bbrowse?book=hsaa&chap=2&page=0071|title=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics|author=Zombeck, M. V.|pages=71—73|publisher=[[Cambridge University Press]]|access-date=2024-01-25|archive-date=2007-08-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20070812155233/http://ads.harvard.edu/cgi-bin/bbrowse?book=hsaa&chap=2&page=0071|deadlink=no}}</ref>. Такая особенность связана с очень низкой [[металличность]]ю: тяжёлые элементы в звёздах ионизуются не полностью, и у них остаются электроны на глубоких [[Электронная оболочка|электронных оболочках]]. Так как размер таких [[ион]]ов гораздо больше, чем размер ядер [[водород]]а и [[Гелий|гелия]], тяжёлые элементы уменьшают прозрачность вещества звезды, из-за чего энергия из внутренних слоёв медленнее переносится во внешние слои, а вещество субкарликов, наоборот, более прозрачно, чем вещество звёзд главной последовательности, и основным механизмом передачи энергии служит [[Зона лучистого переноса|лучистый перенос]]{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=398}}<ref>{{публикация|книга |часть=Светимости классы  |заглавие=Физика космоса: Маленькая энциклопедия |год=1986 |ответственный=Редкол.: [[Сюняев, Рашид Алиевич|Р. А. Сюняев]] (гл. ред.) и др |издание=2-е изд |место=М. |издательство=[[Советская энциклопедия (издательство)|Советская энциклопедия]] |тираж=70 000 |страницы=607 |страниц=656 |ссылка часть=http://www.astronet.ru/db/msg/1188708}}</ref>.

Низкая металличность субкарликов, в свою очередь, объясняется тем, что субкарлики — старые звёзды, образовавшиеся вскоре после Большого взрыва из реликтового вещества, которое ещё не побывало в недрах звёзд и не претерпело нуклеосинтез тяжёлых элементов и потому не обогатилось тяжёлыми элементами. Субкарлики принадлежат к [[Звёздное население|звёздному населению типа II]]{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=398}}.

== Эволюция после стадии главной последовательности ==
[[Файл:Stellar evolutionary tracks-ru.svg|thumb|240px|Эволюционные треки звёзд различной массы после главной последовательности|альт=]]
[[Файл:Evolutionary track 1m-ru.svg|thumb|240px|Эволюционный трек звезды солнечной массы]]
[[Файл:Evolutionary track 5m-ru.svg|thumb|240px|Эволюционный трек звезды массой {{nobr|5 {{Mo}}}}]]
[[Файл:NGC_288_HST.jpg|thumb|240px|[[Шаровое звёздное скопление]] [[NGC 288]]. Видны звёзды на различных стадиях эволюции: тусклые звёзды принадлежат [[Главная последовательность|главной последовательности]], яркие красные — [[Ветвь красных гигантов|ветви красных гигантов]], а яркие голубые — [[Горизонтальная ветвь|горизонтальной ветви]]]]
В определённый момент, когда в ядре накапливается слишком много [[Гелий|гелия]], горение [[водород]]а не может продолжаться в том же режиме, что и до этого. Дальнейшая эволюция звёзд существенно зависит от их массы{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399}}.

=== Звёзды малой массы ===
Исследование эволюции звёзд малой массы осложняется тем, что длительность стадии главной последовательности для них больше возраста [[Вселенная|Вселенной]] — среди звёзд малой массы ещё нет таких, которые сошли с главной последовательности. Однако некоторые данные получены теоретическими расчётами: звёзды с массами менее {{nobr|0,2 {{Mo}}}} не станут [[Красный гигант|красными гигантами]], так как их недра полностью конвективны, и, следовательно, химически однородны. Эти звёзды будут, по мере накопления [[Гелий|гелия]], нагреваться, превращаясь в [[Голубой карлик|голубые карлики]]<ref name=":8"/>{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=158}}.

=== Звёзды средней массы ===

==== Стадия субгигантов ====
{{Основная статья|Субгигант}}
Когда ядро звезды средней массы становится практически полностью [[Гелий|гелиевым]], реакции в нём прекращаются. [[Водород]] всё ещё присутствует во внешней оболочке вокруг ядра, где у звёзд массой до {{nobr|1,5 {{Mo}}}} уже идёт синтез гелия. В звёздах с большей массой гелий в оболочке ещё не синтезируется: сначала начинается кратковременное сжатие, которое приводит к разогреву оболочки ядра и началу горения водорода в ней. Звезда немного нагревается и становится ярче, и на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]] сжатие соответствует движению вверх и влево — так называемому крюку ({{Lang-en|hook}})<ref name=":11"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399}}.

Новый источник энергии горения водорода называется слоевым источником, и он постепенно перемещается наружу, при этом гелиевое ядро увеличивается. Эта стадия называется ветвью [[субгигант]]ов, её продолжительность составляет около миллиона лет для звёзд массой {{nobr|6 {{Mo}}}} и около 700 миллионов лет — для звёзд массой {{nobr|1 {{Mo}}}}<ref name=":7" /><ref name="salaris20052">{{Книга|ссылка=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala|автор=Salaris M.; Cassisi S.|заглавие=Evolution of Stars and Stellar Populations|год=2005|язык=en|место=Cheichester|издательство=[[John Wiley & Sons]]|allpages=388|isbn=978-0-470-09219-X|bibcode=2005essp.book…..S}}</ref>. В это время радиус звезды увеличивается, а температура снижается — светимость может изменяться в небольших пределах, то есть звезда по диаграмме движется в основном вправо. Светимость Солнца в конце стадии субгигантов будет не сильно отличаться от той, что в её начале — {{nobr|2,7 {{Lo}}}}. Температура будет составлять {{nobr|4900 [[Кельвин|K]]}}, а радиус — {{nobr|2,3 {{Ro}}}}<ref name=":7"/>. Малая продолжительность стадии субгигантов для массивных звёзд приводит к тому, что на ней находится небольшое количество наблюдаемых звёзд, и соответствующая область на диаграмме называется [[Пробел Герцшпрунга|пробелом Герцшпрунга]]<ref name="salaris20052" />{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399}}. Массивные звёзды, проходя эту стадию, временно оказываются на [[Полоса нестабильности|полосе нестабильности]] и становятся [[Цефеиды|цефеидами]], однако, прохождение полосы нестабильности происходит относительно очень быстро — за {{E|2|0}}—{{E|4|0}} лет. Из-за этого у некоторых цефеид за время наблюдательной астрономии замечено изменение периода пульсаций со временем, но по этой же причине таких цефеид известно немного. У достаточно массивных звёзд нахождение на [[Голубая петля|голубой петле]] (см. ниже{{Переход|Голубая петля}}) занимает значительно больше времени, в течение которого возможен переход полосы нестабильности — поэтому звёзды на последней тоже могут становиться цефеидами и являются ими значительно дольше, чем на стадии субгигантов<ref name=":13">{{cite web|lang=en|url=https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1504/1504.02713.pdf|title=The Secret Lives of Cepheids|author=Gerard S.|date=2014|publisher=[[Университет Вилланова|Villanova University]]|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20200713180853/https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1504/1504.02713.pdf|deadlink=no}}</ref><ref name=":2" />.

==== Ветвь красных гигантов ====
{{Основная статья|Ветвь красных гигантов}}
В конце стадии субгигантов [[Гелий|гелиевое]] ядро у звезды становится достаточно массивным и начинает сжиматься, но то, как проходит этот процесс, зависит от массы звезды. В звёздах с массой более {{nobr|2,3 {{Mo}}}} сжатие ядра начинается из-за того, что в какой-то момент его масса превышает [[предел Шёнберга — Чандрасекара]], при этом вещество ядра остаётся в состоянии, близком к [[Идеальный газ|идеальному газу]]. В звёздах с меньшей массой гелиевое ядро начинает сжиматься после того, как станет [[Вырожденный газ|вырожденным]]. На прохождение стадии красного гиганта это не влияет, но от состояния гелиевого ядра зависит, как именно эта стадия окончится<ref name="salaris20052"/>.

Сжатие ядра приводит к его нагреву и сильному расширению внешних слоёв звезды; точный механизм этого неизвестен, однако так должно происходить, чтобы одновременно выполнялся [[закон сохранения энергии]] и [[теорема вириала]]<ref name=":10"/>. После стадии субгигантов звезда в любом случае переходит на [[ветвь красных гигантов]], однако у звёзд меньшей массы гелиевое ядро оказывается вырожденным, а у звёзд большей массы остаётся в состоянии, близком к идеальному газу. Из-за этого поведение звёзд на ветви красных гигантов отличается<ref name="salaris20052"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399}}<ref name=":10">{{cite web|lang=|url=https://www.astro.caltech.edu/~george/ay20/Ay20-Lec9x.pdf|title=Post-Main Sequence Stellar Evolution|author=Djorgovski G.|website=Caltech Astronomy|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-07-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20200704051658/https://www.astro.caltech.edu/~george/ay20/Ay20-Lec9x.pdf|deadlink=no}}</ref>. В любом случае у звезды появляется протяжённая [[Конвективная зона|зона конвекции]] во внешних слоях, которая в определённый момент достигает ядра, что приводит к перемешиванию вещества в звезде — так называемому [[Вычерпывание (астрономия)|первому вычерпыванию]]. Происходит быстрый рост радиуса и светимости, хотя температура снижается. Ядро, не имея источника энергии в центре, становится изотермическим, возникает сильный [[звёздный ветер]], приводящий к некоторой потере массы звездой<ref name="salaris20052"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399}}. Солнце пробудет на ветви красных гигантов около 600 миллионов лет<ref name=":7"/>.

В итоге у звёзд с начальной массой более {{nobr|2,3 {{Mo}}}} постепенно, с ростом температуры и плотности ядра, загорается гелий: при [[Тройная гелиевая реакция|тройной гелиевой реакции]] из трёх ядер гелия в ядре синтезируется ядро [[углерод]]а. Для таких звёзд ветвь красных гигантов на этом заканчивается, и они переходят на [[Голубая петля|голубую петлю]]<ref name="salaris20052"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399}}<ref name=":10"/>.

У звёзд с меньшей массой ядро остаётся в вырожденном состоянии, из-за чего вещество ядра хорошо проводит тепло и может быстро отдавать энергию. Кроме того, в это время звезда в большом количестве излучает [[нейтрино]] в механизме [[Нейтринное охлаждение|нейтринного охлаждения]], из-за чего рост температуры замедляется и повторное загорание гелия откладывается. Тем не менее, масса гелиевого ядра возрастает, и при массе {{nobr|0,48—0,50 {{Mo}}}} температура оказывается достаточной для запуска тройной гелиевой реакции — порядка {{nobr|10<sup>8</sup> [[Кельвин|K]]}}. В отличие от более тяжёлых звёзд, здесь возгорание гелия происходит взрывообразно и за несколько минут выделяется огромное количество энергии, бо́льшая часть которой уходит на снятие вырожденного состояния с вещества ядра — это явление известно как [[гелиевая вспышка]]<ref name="salaris20052"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399}}<ref name=":10"/>{{Sfn|Шкловский|1984|страницы=137}}. Непосредственно перед гелиевой вспышкой масса Солнца будет составлять {{nobr|0,725 {{Mo}}}}. Его радиус будет составлять {{nobr|170 {{Ro}}}}, температура — {{nobr|3100 K}}, а светимость — {{nobr|2300 {{Lo}}}}<ref name=":7"/>.

Наконец, в диапазоне масс {{nobr|0,2—0,5 {{Mo}}}} звезда в какой-то момент переходит на ветвь красных гигантов, но оказывается недостаточно массивной, чтобы в ней началась тройная гелиевая реакция, и она превращается в [[белый карлик]] (см. ниже{{Переход|Белые карлики}})<ref name=":8"/><ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..22...46A|автор=F. C. Adams, G. J. M. Graves, G. Laughlin|заглавие=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence|издание=[[Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica]]|место=Mexico|издательство=Instituto de Astronomía|год=2004|месяц=12|день=1|язык=en|том=22|страницы=46–49|issn=0185-1101|access-date=2021-02-18|archive-date=2013-08-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20130810082305/http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..22...46A|deadlink=no}}</ref>.

==== Горизонтальная ветвь ====
[[Файл:M5_colour_magnitude_diagram.png|thumb|240px|Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для шарового скопления [[M 5 (шаровое скопление)|M 5]]. Звёзды ветви красных гигантов изображены красным цветом, звёзды горизонтальной ветви — жёлтым, звёзды асимптотической ветви гигантов — голубым.]]
{{Основная статья|Горизонтальная ветвь}}В звёздах с массами менее {{nobr|2,3 {{Mo}}}} [[гелиевая вспышка]] и начало термоядерных реакций [[Тройная гелиевая реакция|горения гелия]] в ядре приводят к исчезновению конвективной зоны и быстрому движению звезды в сторону главной последовательности. Звезда быстро уменьшается в размерах и нагревается, её светимость также падает, и она оказывается на горизонтальной ветви (также встречается название «горизонтальная ветвь гигантов») или на [[Красное сгущение|красном сгущении]] — на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]] это самая правая часть горизонтальной ветви, образованная звёздами с [[металличность]]ю, сравнимой с солнечной<ref name="salaris20052"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399}}. Для Солнца переход в красное сгущение займёт лишь около {{E|4|0}} лет, и по окончании перехода оно будет иметь радиус {{nobr|9,5 {{Ro}}}}, температуру — {{nobr|4700 K}}, а светимость — {{nobr|41 {{Lo}}}}<ref name=":7"/>.

Конкретное положение звезды, только что попавшей на горизонтальную ветвь (горизонтальную ветвь нулевого возраста) зависит от общей массы звезды и массы гелиевого ядра, а также содержания гелия и более тяжёлых элементов во внешней оболочке. Звёзды горизонтальной ветви имеют практически одинаковые светимости, но отличаются по температуре, из-за чего эта ветвь расположена горизонтально на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Она проходит через [[Полоса нестабильности|полосу нестабильности]], пересечение с которой образует на диаграмме [[пробел Шварцшильда]]. Там нет постоянных звёзд, а только [[Переменная типа RR Лиры|переменные типа RR Лиры]]. Пробел делит ветвь на две части: холодную и горячую, причём звёзды холодной части образуют на диаграмме [[красное сгущение]]<ref name=":11"/><ref name=":10"/>.

В звёздах горизонтальной ветви постепенно расходуется гелий в ядрах, что приводит к некоторому изменению их параметров. В определённый момент запускается гелиевый слоевой источник, а углеродно-кислородное ядро становится неактивным — звезда сходит с горизонтальной ветви<ref name=":11"/>. Для Солнца нахождение на горизонтальной ветви продлится 110—130 миллионов лет, и за это время его параметры практически не будут меняться<ref name="mnras386_1"/><ref name=":7"/>.

==== Голубая петля ====
{{Основная статья|Голубая петля}}
В звёздах с массами более {{nobr|2,3 {{Mo}}}} гелий загорается не взрывообразно, а постепенно, из-за чего они эволюционируют по-другому. Такого быстрого изменения параметров и положения на диаграмме не происходит, однако с увеличением выработки энергии в гелиевом ядре звезда постепенно сжимается и становится горячее, практически не изменяя светимость, и двигается влево на диаграмме, но потом возвращается к ветви гигантов. Эта часть эволюционного трека называется [[Голубая петля|голубой петлёй]]<ref name="salaris20052"/><ref name=":11"/>.

Важная особенность голубой петли заключается в том, что на ней звезда может пройти через [[Полоса нестабильности|полосу нестабильности]], из-за чего она становится переменной — в этом случае, в отличие от звёзд на горизонтальной ветви, звезда становится [[Цефеиды|цефеидой]]. Большинство цефеид — это именно звёзды голубой петли, так как её прохождение длится значительно дольше, чем стадия субгигантов. В зависимости от массы и металличности переход полосы нестабильности может случиться дважды (при росте температуры и при её снижении), но может и единожды, если температура звезды на голубой петле не превышает высокотемпературной границы полосы, а может не случиться вообще<ref name=":11" /><ref name=":13" /><ref name=":2">{{cite web|lang=|url=http://www.sai.msu.ru/amateur/nabl2015/cepheid.pdf|title=Цефеиды — звёздные маяки Вселенной|author=Расторгуев А. С.|website=[[Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга]], [[МГУ]]|date=|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2021-07-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20210715195930/http://www.sai.msu.ru/amateur/nabl2015/cepheid.pdf|deadlink=no}}</ref>. Длительность прохождения голубой петли зависит от массы звезды: при начальной массе звезды в {{nobr|10 {{Mo}}}} время прохождения составит 4 миллиона лет, а при массе в {{nobr|5 {{Mo}}}} — 22 миллиона лет<ref name="salaris20052"/>.

==== Асимптотическая ветвь гигантов ====
[[Файл:Evolution on the TP-AGB-ru.svg|thumb|240px|Светимость и температура звезды с массой 2 {{Mo}} во время фазы температурных пульсаций]]
{{Основная статья|Асимптотическая ветвь гигантов}}[[Асимптотическая ветвь гигантов]] условно делится на две части. Первая часть начинается после стадии горизонтальной ветви и голубой петли, когда запасы гелия у звёзд в ядрах практически исчерпаны, а ядра в основном состоят из [[углерод]]а и [[кислород]]а. Горение гелия в ядре заканчивается и запускается гелиевый слоевой источник, подобный водородному, который возникает при завершении стадии [[Главная последовательность|главной последовательности]]. Внешние слои звезды снова начинают быстро расширяться, а поверхность — охлаждаться. В то же время горение водорода в слоевом источнике прекращается. Как и на ветви красного гиганта, появляется протяжённая [[Конвекция|конвективная]] оболочка, которая для звёзд тяжелее {{nobr|3—5 {{Mo}}}} (точное значение зависит от начального химического состава) в некоторый момент приводит к перемешиванию вещества — [[Вычерпывание (астрономия)|второму вычерпыванию]]<ref name="salaris20052"/><ref name=":11"/>.

Это приводит к движению звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела вверх и вправо. У звёзд с массами менее {{nobr|2,3 {{Mo}}}} путь звезды на диаграмме проходит довольно близко к [[Ветвь красных гигантов|ветви красных гигантов]], лишь с немного более высокой температурой, из-за чего эта стадия получила название «асимптотическая ветвь гигантов». Этот же термин используется для описания эволюции звёзд тяжелее {{nobr|2,3 {{Mo}}}}, хотя для них асимптотическая ветвь гигантов расположена значительно выше ветви красных гигантов<ref name="salaris20052"/><ref name=":11"/>.

Вторая часть, известная как фаза температурных пульсаций ({{Lang-en|thermally pulsing phase}}), наступает, когда гелиевый слоевой источник доходит до оставшейся водородной оболочки. С этого момента слоевые гелиевый и водородный источники начинают чередоваться: звезда становится очень нестабильной, начинает пульсировать и терять массу, выбрасывая вещество и несколько раз перемешивая собственное вещество; период пульсаций звезды составляет от десятков до сотен тысяч лет<ref>{{Книга|ссылка часть=https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0512326.pdf|автор=van Loon, J. Th.|часть=On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars|год=2008|ответственный=editors: P.A. Crowther, J. Puls|язык=en|заглавие=Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss, Explosions, Cosmology ASP Conference Series|страниц=12|doi=10.1017/S1743921308020528}}</ref>. На этой стадии у звёзд с массами более {{nobr|1,2—1,5 {{Mo}}}} происходит [[Вычерпывание (астрономия)|третье вычерпывание]], при котором на поверхность может быть вынесено большое количество [[углерод]]а, в результате чего звезда может стать [[Углеродная звезда|углеродной звездой]]<ref name="salaris20052"/>. Звёзды массой менее {{nobr|8 {{Mo}}}} не в состоянии создать в недрах достаточно высокую температуру, чтобы началось [[ядерное горение углерода]], и для них эта стадия становится последней, на которой идут термоядерные реакции — после сброса оболочки от звезды остаётся [[белый карлик]], состоящий из [[углерод]]а и [[кислород]]а<ref name="salaris20052"/><ref name=":11"/>. К концу этой стадии масса Солнца будет составлять {{nobr|0,54 {{Mo}}}}<ref name=":7"/>.

=== Звёзды большой массы ===
[[Файл:Evolved_star_fusion_shells.svg|thumb|240пкс|Химический состав [[сверхгигант]]а на поздних стадиях эволюции (размеры не в масштабе)]]
Эволюционные стадии звёзд большой начальной массы (более {{nobr|8 {{Mo}}}}) имеют сходства с таковыми для менее массивных звёзд, однако есть и отличия. Так, например, горение гелия в таких звёздах начинается ещё до того, как звезда переходит на ветвь красных гигантов, поэтому самые массивные звёзды становятся [[сверхгигант]]ами, постепенно увеличиваются и охлаждаются, либо, если теряют оболочку из-за сильного [[Звёздный ветер|звёздного ветра]] — превращаются в [[Звезда Вольфа — Райе|звёзды типа Вольфа — Райе]]<ref name=":11"/>.

Эволюция звёзд с массами {{nobr|8—10 {{Mo}}}} проходит так же, как и для менее массивных, однако на завершающих стадиях эволюции они способны [[Ядерное горение углерода|зажечь углерод]] в своих недрах. Запуск этого процесса получил название «[[углеродная детонация]]»; он происходит взрывообразно, как и [[гелиевая вспышка]]<ref>{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1168202|title=Углеродная детонация|author=Батурин В. А.; Миронова И. В.|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-06-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20200605220935/http://www.astronet.ru/db/msg/1168202|deadlink=no}}</ref>. При углеродной детонации выделяется очень много энергии, что не только снимает вырождение газа ядра, но и способно привести к взрыву звезды как [[Сверхновая типа II|сверхновой типа II]]. Если же звезда не взрывается, то в ядре начинает накапливаться [[неон]], и, возможно, более тяжёлые элементы. Рано или поздно ядро становится вырожденным, после чего возможны две ситуации: либо звезда сбрасывает оболочку после фазы температурных пульсаций, либо взрывается как [[Сверхновая звезда|сверхновая]]. В первом случае на месте звезды остаётся белый карлик{{Переход|#Белые карлики}}, во втором — [[нейтронная звезда]]{{Переход|#Нейтронные звёзды}}<ref name=":11" /><ref name=":12">{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/theory.schem/stagelife.htm|title=Схема эволюции одиночной звезды|author=Миронова И.|website=[[Астронет]]|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-06-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20200629070950/http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/theory.schem/stagelife.htm|deadlink=no}}</ref><ref>{{статья|автор=Siess, L.|заглавие=Evolution of massive AGB stars|год=2006|язык=en|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]|тип=journal|том=448|номер=2|страницы=717—729|doi=10.1051/0004-6361:20053043|bibcode=2006A&A...448..717S}}</ref>.

В звёздах с массами более {{nobr|10 {{Mo}}}} углеродно-кислородное ядро, которое в ней образуется, не вырождено и углеродная детонация не происходит — углерод загорается постепенно, когда заканчивается горение гелия в ядре. Аналогичный процесс происходит и с более тяжёлыми элементами, и в звезде образуется несколько слоевых источников и слоёв разного химического состава, которые распространяются от центра звезды. От массы звезды зависит, на каком элементе закончится [[Термоядерная реакция|термоядерный синтез]] — однако в любом случае элементы тяжелее [[Железо|железа]], имеющего максимальную энергию связи [[нуклон]]ов на нуклон, синтезироваться не будут, так как это энергетически невыгодно{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=413}}<ref name=":11"/>. Железо образуется в звёздах с начальной массой более {{nobr|10—15 {{Mo}}}}<ref>{{Книга|ссылка=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala|автор=Salaris M., Cassisi S.|заглавие=Evolution of Stars and Stellar Populations|год=2005|язык=en|место=Chichester|издательство=[[John Wiley & Sons]]|страницы=239|allpages=338|isbn=978-0-470-09219-X}}</ref>, но в любом случае в звезде появляется ядро, в котором не идут термоядерные реакции, а его масса увеличивается. В какой-то момент происходит коллапс ядра с нейтронизацией вещества, и сама звезда взрывается как сверхновая {{nobr|типа II.}} В зависимости от массы остатка после взрыва звезды, он становится либо нейтронной звездой{{Переход|#Нейтронные звёзды}}, либо [[Чёрная дыра|чёрной дырой]]{{Переход|#Чёрные дыры}}<ref name=":11"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=414}}.

== Финальные стадии звёздной эволюции ==

=== Белые карлики ===
[[Файл:NGC6543.jpg|thumb|240px|[[Туманность Кошачий Глаз]] — планетарная туманность, сформировавшаяся после гибели звезды, по массе приблизительно равной солнечной]]
{{Основная статья|Белый карлик}}
[[Белый карлик]] — горячий объект с малыми размерами и большой плотностью вещества: при массе порядка [[Масса Солнца|солнечной]] его радиус в ~100 раз меньше. Такая большая плотность вызвана [[Вырожденный газ|вырожденным состоянием]] его вещества{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=418}}.

Звёзды с массами менее {{nobr|8—10 {{Mo}}}} в конце своей эволюции становятся белыми карликами. У звёзд с массами менее {{nobr|0,2 {{Mo}}}} этот процесс проходит без сброса оболочки, так как они химически однородны из-за постоянной конвекции и в конце жизни становятся полностью [[Гелий|гелиевыми]]<ref name=":8"/>{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=158}}. Звёзды большей массы, когда в них происходит горение слоевого источника, сбрасывают значительную часть массы, что наблюдается как [[планетарная туманность]]. От самой звезды остаётся только вырожденное ядро, которое, лишившись оболочки, и является белым карликом. От звёзд с начальной массой менее {{nobr|0,5 {{Mo}}}} остаётся гелиевый белый карлик, от более массивных звёзд до {{nobr|8 {{Mo}}}} — [[углерод]]но-[[кислород]]ный. Если от звёзды с массой {{nobr|8—10 {{Mo}}}} остаётся белый карлик, а не [[нейтронная звезда]]{{Переход|#Нейтронные звёзды}}, то он состоит из более тяжёлых элементов: кислорода, [[неон]]а, [[Магний|магния]] и, возможно, других элементов<ref name=":11"/><ref name=":12"/>.

Так или иначе, в белых карликах не вырабатывается энергия, и они излучают лишь за счёт высокой температуры вещества. Несмотря на то, что самые горячие из них могут иметь поверхностную температуру в {{nobr|70000 K}}, их абсолютная [[светимость]] невелика из-за малых размеров излучающей поверхности. Постепенно, в течение миллиардов лет, белые карлики остывают и становятся [[Чёрный карлик|чёрными карликами]]{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=418}}<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/white-dwarf-star|title=White dwarf star|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2024-01-25}}</ref>.

=== Нейтронные звёзды ===
[[Файл:Crab Nebula.jpg|thumb|240px|[[Крабовидная туманность]] — остаток от взрыва сверхновой, наблюдавшейся почти 1000 лет назад. В центре туманности находится нейтронная звезда — [[пульсар]].]]
{{Основная статья|Нейтронная звезда}}
Масса белого карлика ограничена сверху [[Предел Чандрасекара|пределом Чандрасекара]], равным приблизительно {{nobr|1,46 {{Mo}}}} — для большей массы давление вырожденного электронного газа при любом радиусе белого карлика не может компенсировать силу гравитационного сжатия. В этом случае происходит коллапс ядра, при котором бо́льшая часть его вещества [[Нейтронизация|нейтронизуется]]: [[электрон]]ы «вдавливаются» в [[протон]]ы, образуя нейтроны и излучая нейтрино. При ядерных плотностях вещества [[бета-распад]] нейтронов становится энергетически невыгодным и нейтроны становятся стабильными частицами<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188465|title=Нейтронизация|author=Надёжин Д. К.|website=Физика космоса|publisher=[[Астронет]]|access-date=2021-11-29}}</ref>. Ядро звезды превращается не в белый карлик, а в [[Нейтронная звезда|нейтронную звезду]], при этом выделяется огромное количество энергии и происходит [[Сверхновая звезда|взрыв сверхновой]]. Звёзды с начальной массой более {{nobr|8—10 {{Mo}}}} могут стать как нейтронными звёздам, так и [[Чёрная дыра|чёрными дырами]]<ref name=":11"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=420}}<ref>{{публикация|книга |часть=Сверхновые звёзды|часть ответственный=Утробин В. П.|заглавие=Физика космоса: Маленькая энциклопедия |год=1986 |ответственный=Редкол.: [[Сюняев, Рашид Алиевич|Р. А. Сюняев]] (гл. ред.) и др |издание=2-е изд |место=М. |издательство=[[Советская энциклопедия (издательство)|Советская энциклопедия]] |тираж=70000 |страницы=600—607|ссылка часть=http://www.astronet.ru/db/msg/1188703}}</ref>.

Нейтронные звёзды — ещё более плотные объекты, чем белые карлики. Минимально возможная масса нейтронной звезды составляет {{nobr|0,1 {{Mo}}}}, и в таком случае радиус нейтронной звезды будет составлять около {{nobr|200 км}}. При массе около {{nobr|2 {{Mo}}}} радиус будет ещё меньше — около {{nobr|10 км}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=420}}.

=== Чёрные дыры ===
{{Основная статья|Чёрная дыра}}В случае, если масса ядра будет превышать [[предел Оппенгеймера — Волкова]], равный {{nobr|2—2,5 {{Mo}}}}, нейтронная звезда также не будет устойчивой по отношению к гравитационному сжатию, и коллапс продолжится. Состояния вещества, которые могут предотвратить гравитационное сжатие, неизвестны, и ядро будет далее коллапсировать. В какой-то момент его радиус становится равным [[Радиус Шварцшильда|радиусу Шварцшильда]], при котором [[вторая космическая скорость]] становится равной [[Скорость света|скорости света]], и возникает [[чёрная дыра звёздной массы]]<ref name=":11"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=420}}.

Однако существует и иной сценарий образования чёрных дыр, при котором [[Сверхновая звезда|взрыв сверхновой]] не происходит — вместо этого происходит коллапс звезды и её превращение в чёрную дыру, коллапсирующая таким образом звезда называется [[Неудавшаяся сверхновая|неудавшейся сверхновой]]. Предположительно, от 10 до 30 % массивных звёзд заканчивают жизнь именно так, однако, астрономами до сих пор было обнаружено лишь два таких события<ref>{{cite web|lang=|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6858|title=Collapsing Star Gives Birth to a Black Hole|author=|website=[[НАСА]], [[Jet Propulsion Laboratory]]|date=2017-05-25|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2020-07-16|archive-url=https://web.archive.org/web/20200716195616/https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6858|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=|url=https://www.scientificamerican.com/article/astronomers-may-have-witnessed-2-black-hole-births/|title=Astronomers May Have Witnessed 2 Black Hole Births|author=Billings L.|website=[[Scientific American]]|date=2015-11-01|publisher=|access-date=2024-01-25|archive-date=2016-04-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20160425141956/http://www.scientificamerican.com/article/astronomers-may-have-witnessed-2-black-hole-births/|deadlink=no}}</ref>.

== Эволюция звёзд в тесных двойных системах ==
[[Файл:Artist's impression of the evolution of a hot high-mass binary star.ogv|thumb|300px|Эволюция тесной двойной системы из двух массивных звёзд]]
Звёзды в двойных системах, если расстояние между ними достаточно велико, практически не влияют друг на друга, поэтому их эволюция может рассматриваться как эволюция двух отдельных звёзд. Однако это неверно для [[Тесная двойная система|тесных двойных систем]] — систем, в которых расстояния между звёздами сравнимы с их размерами. В таких системах размер одной или обеих звёзд может превысить размер [[Полость Роша|полости Роша]] для них, и в таком случае вещество может начать перетекать к другой звезде или выбрасываться в окружающее пространство. Из-за этого массы и химические составы звёзд меняются, что, в свою очередь, меняет ход эволюции звёзд<ref name=":14"/><ref name=":15"/><ref name=":112"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=421—427}}.

=== Тесные системы небольшой массы ===
Если обе звезды имеют небольшую массу — к примеру, 2 и {{nobr|1 {{Mo}},}} то более массивная звезда в процессе эволюции станет [[субгигант]]ом, пока вторая будет оставаться звездой [[Главная последовательность|главной последовательности]]. В определённый момент размер большей звезды превысит размер её [[Полость Роша|полости Роша]] и вещество начнёт перетекать ко второй. В результате изменения масс звёзд от перетекания перетекание массы будет ускоряться, так как звёзды начнут сближаться, что следует из закона сохранения момента импульса. В конце концов, изначально более массивная звезда потеряет всю свою оболочку и превратится в [[белый карлик]] с массой {{nobr|0,6 {{Mo}},}} в то время как масса второй звезды увеличится до {{nobr|2,4 {{Mo}}.}} Рост массы увеличит скорость её эволюции, вторая звезда проэволюционирует, заполнив свою полость Роша, и газ, в основном состоящий из [[водород]]а, из внешних слоёв второй звезды будет перетекать уже с неё на белый карлик. Каждый раз, когда на белый карлик будет попадать достаточное количество водорода, на его поверхности будет происходить водородный [[термоядерный взрыв]], что будет наблюдаться как вспышка [[Новая звезда|новой звезды]]. Перетекание массы продолжится до тех пор, пока масса белого карлика не превысит [[предел Чандрасекара]], что приведёт к вспышке [[Сверхновая типа Ia|сверхновой типа Ia]]<ref name=":15"/><ref name=":112"/>.

По такому механизму эволюционирует, например, тесная двойная система [[Алголь]]. С этой системой связан [[парадокс Алголя]], объяснённый в 1950-х годах: в этой системе компонент A имеет большую массу, чем компонент B и должен эволюционировать быстрее, однако Алголь A является звездой главной последовательности, а Алголь B — проэволюционировавшим субгигантом. До того как было установлено наблюдениями, что в системе происходит перетекание масс, существование такой системы казалось противоречащим теории звёздной эволюции<ref name=":112">{{Книга|ссылка=https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC&hl=ru|автор=Karttunen H.; Kröger P.; Oja H.; Poutanen M.; Donner K. J.|заглавие=Fundamental Astronomy|ответственный=|год=2007|издание=|место=|издательство=Springer|страницы=254—256|страниц=510|isbn=978-3-540-00179-9|access-date=2020-06-05|archive-date=2024-01-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20200605220918/https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC&hl=ru|deadlink=no}}</ref>.

=== Тесные системы большой массы ===
В качестве другого примера можно рассмотреть систему из двух звёзд с массами 20 и {{nobr|8 {{Mo}}.}} Как и в предыдущем случае{{Переход|#Тесные системы небольшой массы}}, более массивная звезда проэволюционирует раньше и, увеличившись в размерах, начнёт терять вещество. За несколько тысяч лет она потеряет около 3/4 своей массы, став [[Звезда Вольфа — Райе|звездой Вольфа — Райе]] с массой {{nobr|5 {{Mo}},}} состоящей в основном из [[Гелий|гелия]]. В ядре этой звезды будет гореть гелий с образованием [[углерод]]а и [[кислород]]а, и после [[Сверхновая звезда|взрыва сверхновой]] от неё останется [[компактный объект]] с массой около {{nobr|2 {{Mo}}.}} Импульс вещества, выброшенного при взрыве сверхновой, может разогнать систему до пространственной скорости порядка {{nobr|100 км/с}}<ref name=":14"/><ref name=":15"/><ref name=":112"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=421—427}}.

Вторая звезда с массой уже в 23 {{Mo}}, начнёт расширяться и испускать сильный [[звёздный ветер]], вещество которого образует [[аккреционный диск]] вокруг компактного объекта, а при падении на него на поверхность звезды будет порождать тепловое [[рентгеновское излучение]]. Изначально оно будет довольно слабым, но когда звезда заполнит [[полость Роша]], его мощность будет составлять {{nobr|{{E|3|1}}—{{E|4|1}} {{Lo}}.}} В конечном итоге возможны три исхода: образование объекта со сверхкритическим аккреционным диском (пример — [[SS 433]]), образование [[красный гигант]] с [[Нейтронная звезда|нейтронной звездой]] в ядре ([[объект Торна — Житков]]), и, наконец, может образоваться звезда Вольфа — Райе с компактным спутником и рассеивающейся в пространство оболочкой. В последнем случае звезда типа Вольфа — Райе взорвётся как сверхновая, что в большинстве случаев приведёт к распаду системы, однако возможна ситуация, при которой гравитационная связь компонентов сохранится. В таком случае система превратится в двойную нейтронную звезду<ref name=":14"/><ref name=":15"/><ref name=":112"/>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=421—427}}.

== Примечания ==
{{Примечания|широкие}}

== Литература ==
* {{книга |заглавие= Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution |издание=2nd |место=N. Y.|издательство=[[Springer Science+Business Media#History|Springer-Verlag]] |ссылка=https://archive.org/details/springer_10.1007-978-1-4419-9110-2|allpages=446|isbn=0-387-20089-4 |ref=Hansen |язык=en |автор=Hansen C. J.; Kawaler, S. D.; Trimble, V. |год=2004}}
* {{книга |заглавие=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution |место=N. Y. |издательство=[[Cambridge University Press]] |allpages=261 |isbn=0-521-65065-8 |ref=Prialnik |язык=en |автор=Prialnik D. |год=2000}}
* {{книга |страницы=125 |страниц=|заглавие= Stellar Evolution and Nucleosynthesis |isbn= 978-0521133203 |место=Cambridge |издательство=[[Cambridge University Press]] |ref=Ryan |автор=Ryan S. G.; Norton A. J. |год=2010}}
* {{Книга|автор=Кононович Э. В.; [[Мороз, Василий Иванович|Мороз В. И.]]|заглавие=Общий курс астрономии|год=2004|издание=2-е, исправленное|место=|издательство=[[УРСС]] |страниц=544|isbn=5-354-00866-2|ref=Кононович, Мороз}}
* {{Книга|ref=Сурдин|автор=[[Сурдин В. Г.]]|заглавие=Астрономия: век XXI |год=2015 |издание=3-е изд |место=Фрязино |издательство=Век 2 |страниц=608|isbn=978-5-85099-193-7}}
* {{Книга|ссылка=https://www.booksite.ru/localtxt/shk/lov/sky/star/shklovsky.pdf|автор=[[Шкловский, Иосиф Самуилович|Шкловский И. С.]]|заглавие=Звёзды: их рождение, жизнь и смерть|год=1984|место=М.|издательство=[[Наука (издательство)|Наука]], [[Главная редакция физико-математической литературы]]|страницы=102—103|страниц=384|ref=Шкловский}}

=== Дополнительная литература ===
* ''Смирнова, Л. В.'' Численные исследования орбитальной эволюции скоплений звёзд / Л. В. Смирнова // Математика и физика, астрономия, экономика и технология и совершенствование их преподавания : материалы международной конференции, Ярославль, 02–04 марта 2011 года. Том Часть 1. – Ярославль: Ярославский государственный педагогический университет им. К.Д. Ушинского, 2011. – С. 83-96;
* ''Тутуков, А. В.'' Эволюция тесных двойных звёзд: теория и наблюдения / А. В. Тутуков, А. М. Черепащук // Успехи физических наук. – 2020. – Т. 190, № 3. – С. 225-263;
* ''Устюгов, С. Д.'' Численное моделирование сжимаемой турбулентности в проблеме образования и эволюции звёзд : специальность 05.13.18 "Математическое моделирование, численные методы и комплексы программ" : диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук / Устюгов Сергей Дмитриевич. – Москва, 2012. – 205 с.;
* ''Федорова, А. В''. Разрушение звезды в ходе эволюции системы звезда + сверхмассивная черная дыра / А. В. Федорова, А. В. Тутуков // Астрономический журнал. – 2021. – Т. 98, № 2. – С. 116-131.

== Ссылки{{Навигация
|Портал = Астрономия
}} ==
* [http://www-ssg.sr.unh.edu/406/LectureNotes/Notes_X_LifeStar_04.pdf Звёздная эволюция]{{ref-en}}
* [http://www.femto.com.ua/articles/part_2/4596.html Эволюция звёзд — Физическая энциклопедия]

{{Внешние ссылки}}
{{Звёзды}}
{{Чёрные дыры}}
[[Категория:Звёздная эволюция]]