Міністерство освіти РФ

Уральський державний технічний університет - УПІ

Кафедра фізики.

РЕФЕРАТ

Тема роботи: «Зірки і їхня доля »

Керівник: Лобанов В. В.

Студентка: Климова Ю. В.

Група: ФГО-145

Єкатеринбург

2001

Зміст.

Введення ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 3

Коротка історія вивчення зірок ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .4

Класифікація, характеристики зірок ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .. 6

Внутрішня будова зірок ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 10

Походження та еволюція зірок ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 12

Список літератури ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 18

Введення.
| |

З давніх часів люди бачили на небі зірки, і хотіли зрозуміти, що вониіз себе представляють. Пояснити природу зірок намагалися з давніх часів,однак зрозуміти, що таке зірка змогли тільки в XX ст., але і зараз єчимало загадок.

Зірки - це одна з основних форм речовини у Всесвіті. У нихзосереджена більша частина речовини у всесвіті. В основному зіркирозташовані в галактиках, поза галактик зірки рідкісні.

Багато небесні "туманності", якщо дивитися на них в телескоп, такожвиявляються групами зірок. Такий, наприклад, Чумацький шлях - наша Галактика,що включає сотні мільярдів зірок. До недавнього часу вважалося, що взірках зосереджена майже вся речовина Всесвіту. У Сонячній системі,наприклад, маса центральної зірки, Сонця, набагато перевершує сумарнумасу всехдругіх тел: планет, астероїдів, комет, пилинок, крижинок. Усередині 20-го століття здавалося, що ми розуміємо будову Всесвіту: безліч
Галактик, що складаються з зірок, з планетними системами навколо деяких зних, і всієї цієї ієрархією править сила всесвітнього тяжіння, абогравітація. Навіть вважалися рідкісними подвійні зірки, планети, газові іпилові хмари повинні підкорятися цій великій силі. Але вивчаючирозподіл і рух зірок в околицях Сонячної системи й у всій
Галактиці, вчені відкривали один несподіваний факт за одним.

У Сонячній системі діє правило: чим ближче планета до Сонця, тимшвидше вона обертається навколо нього. Те ж саме правило має діяти в
Галактиці: зірки близькі до центру Галактики повинні обертатися навколо ньогонабагато швидше зірок, що знаходяться на периферії. Проте, на самому краю
Галактики зірки рухаються так само швидко, як близькі до центру. Це невідповідає законам Кеплера, механіки Ньютона і, в кінцевому рахунку, законувсесвітнього тяжіння. Чим пильніше вчені стежили за рухом зірок,тим більше дивним воно виглядало. Галактики, які повинні розлітатисяв різні боки, як з'ясувалося, тримаються разом мільярди років. Деякізірки змінювали напрямок свого руху в космосі без видимих причин,немов ляльки-маріонетки. Здавалося, зірки перестали підкорятися силітяжіння. Хтось невидимий виявився справжнім господарем Всесвіту. Якніби у зірок, джерел світла, з'явилися тіні. Прояснювалось одиндивовижна істина: світло і маса не обов'язково супроводжують один одного, під
Всесвіту багато і яскравих об'єктів малої маси, і слабко світив масивнихтел.

Коротка історія вивчення зірок.

Вивчення зірок було викликане потребами матеріального життя суспільства
(необхідність орієнтування при подорожах, створення календаря,визначення точного часу). Вже в далекій давнині зоряне небо булорозділене на сузір'я. Довгий час зірки вважалися нерухомими точками,по відношенню до яких спостерігалися руху планет і комет. З часів
Аристотеля (4 ст. До н. Е..) Протягом багатьох століть панувалипогляди, згідно з якими зоряне небо вважалося вічною і незмінноюкришталевою сферою, за межами якої знаходилося житло богів. Наприкінці
16 в. італійський астроном Джордано Бруно вчив, що зірки - це далекітіла, подібні до нашого Сонця. У 1596 (німецький астроном І. Фабриціус) булавідкрита перша мінлива зірка а в 1650 (італійський вчений Дж. Річчолі) --перша подвійна. У 1718 англійський астроном Е. Галлей виявив власніруху трьох зірок. У середині і в 2-й половині 18 ст. російський вчений М.
В. Ломоносов, німецький вчений І. Кант, англійські астрономи Т. Райт та В.
Гершель та ін висловлювали правильні ідеї про ту зоряній системі, в якувходить Сонце. У 1835-39 російський астроном В. Я. Струве, німецький астроном
Ф. Бессель і англійський астроном Т. Гендерсон вперше визначили відстанідо трьох близьких зірок. У 60-х рр.. 19 в. для їх вивчення застосувалиспектроскоп, а в 80-х рр.. стали користуватися і фотографією. Російськаастроном А. А. Білопільський в 1900 експериментально довів для світловихявищ справедливість принципу Доплера, на підставі якого по зсувуліній в спектрі небесних світил можна визначити їх швидкість руху вздовжпроменя зору. Накопичення спостережень і розвиток фізики розширилиуявлення про зірок.

На початку 20 ст., особливо після 1920, стався переворот в науковихуявленнях про ці космічні об'єкти. Їх почали розглядати якфізичні тіла; стали вивчатися структура зірки, умови рівноваги їхречовини, джерела енергії. Цей переворот був пов'язаний з успіхами атомноїфізики, які призвели до кількісної теорії зоряних спектрів, і здосягненнями ядерної фізики, які дали можливість провести аналогічнірозрахунки джерел енергії та внутрішньої будови зірок (найбільш важливірезультати були отримані німецькими вченими Р. Емден, К. Шварцшильда, Х.
Бете, англійськими вченими А. Еддінгтон, Е. Мілном, Дж. Джинси,американськими вченими Г. Рессела, Р. Крісті, радянським вченим С. А.
Жевакін). У середині 20 ст. дослідження набули ще більшу глибину взв'язку з розширенням спостережних можливостей і застосуванням електроннихобчислювальних машин (американські вчені М. Шварцшильда, А. Сандідж,англійський вчений Ф. Хойл, японський вчений С. Хаясі та ін.) Великі успіхибули досягнуті також у вивченні процесів переносу енергії в фотосферазірок (радянські вчені Е. Р. Мустель, В. В. Соболєв, американський вчений
С. Чандрасекар) і в дослідженнях структури та динаміки зоряних систем
(голландський вчений Я. Оорт, радянські вчені П. П. Паренаго, Б. В.
Кукаркін та ін.)

Класифікація, характеристики зірок.

В результаті величезної роботи, виконаної астрономами ряду країн упротягом останніх десятиліть, ми багато чого дізналися про різні характеристикизірок, природі їх випромінювання і навіть еволюції. Як це не здастьсяпарадоксальним, зараз ми набагато краще уявляємо освіта та еволюціюбагатьох типів зірок, ніж власною планетної системи. В якійсь міріце зрозуміло: астрономи спостерігають безліч зірок, що знаходяться нарізних стадіях еволюції, в той час як безпосередньо спостерігати іншіпланетні системи ми поки не можемо.

Ми згадали про «характеристики» зірок. Під цим розуміються такі їхосновні властивості, як маса, повна кількість енергії, що випромінюють зіркоюв одиницю часу (ця величина називається «світність» і звичайнопозначається літерою L), радіус і температура поверхневих шарів.
Температура визначає колір зорі та її спектр. Так, наприклад, якщотемпература поверхневих шарів зірки 3-4 тис. К, то її червонуватий колір,
6-7 тис. К - жовтуватий. Дуже гарячі зірки з температурою понад 10-12тис. До мають білий і блакитний колір. В астрономії існують цілкомоб'єктивні методи вимірювання кольору зірок. Останній визначається такзваним «показником кольору», що дорівнює різниці фотографічної івізуальної зоряної величини. Кожному значенню показника кольорувідповідає певний тип спектру. У холодних червоних зірок спектрихарактеризуються лініями поглинання нейтральних атомів металів і смугамидеяких найпростіших з'єднань (наприклад, CN, СН, Н2О та ін.) У мірузбільшення температури поверхні в спектрах зірок зникають молекулярнісмуги, слабшають багато лінії нейтральних атомів, з'являються лініїионизованного атомів, а також лінії нейтрального гелію. Сам вид спектрурадикально змінюється. Наприклад, у гарячих зірок з температурою поверхневихшарів, що перевищує 20 тис. К, спостерігаються переважно лініїнейтрального і ионизованного гелію, а безперервний спектр дуже інтенсивний вультрафіолетової частини. У зірок з температурою поверхневих шарів близько 10тис. До найбільш інтенсивні лінії водню, у той час як у зірок зтемпературою близько 6 тис. К - лінії ионизованного кальцію, розташовані накордоні видимій та ультрафіолетової частин спектру. Зауважимо, що такий видмає спектр нашого Сонця. Послідовність спектрів зірок, що виходятьпри безперервному зміні температури їх поверхневих шарів, позначаєтьсянаступними літерами: О, В, A, F, G, К, М, від самих гарячих до дуже холодним.
Кожна така буква описує спектральний клас. Спектри зірок настількичутливі до зміни температури їх поверхневих шарів, що виявилосяза доцільне ввести в межах кожного класу 10 підкласів. Наприклад,якщо говорять, що зірка має спектр В9, то це означає, що він ближче доспектру А2, ніж, наприклад, до спектру В1.

Світність зірки L часто виражається в одиницях світності Сонця.
Остання дорівнює 3,8 * 1026 Вт За своєю світності зірки розрізняютьсядуже широких межах. Є зірки (їх, правда, порівняно небагато),світності яких перевершують світність Сонця в десятки і навіть сотнітисяч разів. Величезна більшість зірок складають «карлики», світностіяких значно менше сонячної, найчастіше в тисячі разів.
Характеристикою світності є так звана абсолютна величиназірки. Видима зоряна величина залежить, з одного боку, від їїсвітності й кольору, з іншого - від відстані до неї. Якщо віднести якусьабо зірку на умовне стандартне відстань 10пс, то її величинаназиватися «абсолютної». Пояснимо це прикладом. Якщо видима (відносна)зоряна величина Сонця (що визначається потоком випромінювання від нього) дорівнює
-26.8, То на відстані 10пс (що приблизно в 2 млн. разів більшеістинного відстані від Землі до Сонця) його зоряна величина буде близько
5. На такій відстані наше денне світило здавалося б зірочкою, ледвевидимою неозброєним оком (нагадаємо, що самі слабкі зірки, видимінеозброєним оком, мають величину +6). Зірки високої світності маютьнегативні абсолютні величини, наприклад -7, -5. Зірки низькоюсвітності характеризуються великими позитивними значеннями абсолютнихвеличин, наприклад 10, 12 і т.д.

Важливою характеристикою зорі є її маса. На відміну відсвітності маси зір змінюються в порівняно вузьких межах. Дуже малозірок, маси яких більше або менше сонячної в 10 разів. Маса Сонцядорівнює 1,989 * 1030 кг, що перевищує масу Землі в 330 разів.

Ще одна істотна характеристика зірки - її радіус. Радіуси зірокзмінюються в дуже широких межах. Є зірки, за своїми розмірами неперевищують земну кулю (так звані «Білі карлики»), є величезні
«Бульбашки», всередині яких могла б вільно поміститися орбіта Марса. Ми невипадково назвали такі гігантські зірки «бульбашками». З того факту, що засвоїм масам зірки відрізняються порівняно незначно, випливає, що придуже великому радіусі середня щільність речовини повинна бути мізерномалої. Якщо середня густина сонячної речовини дорівнює 1410 кг/м3, то утаких «бульбашок» він може бути в мільйони разів менше, ніж у повітря. У той жечас білі карлики мають величезну середню щільність, що досягає десятківі навіть сотень мільйонів кілограмів на кубічний метр. Велике значеннямає дослідження хімічного складу зірок шляхом ретельного аналізу їхспектрів. При цьому необхідно враховувати температуру і тиск вповерхневих шарах зірок, які також отримують з спектрів. Взагаліспектрографіческіе спостереження дають найбільш повну інформацію про умови,пануючих в зоряних атмосферах.

За хімічним складом зірки, як правило, являють собоюводневі і гелієві плазми. Інші елементи присутні у виглядіпорівняно незначних «забруднень». Середній хімічний складзовнішніх шарів зірки виглядає приблизно так. На 10 тис.атомів водню припадає 1000 атомів гелію, 5 атомів кисню, 2 атомаазоту, один атом вуглецю, 0.3 атома заліза. Відносне змістінших елементів ще менше. Хоча за кількістю атомів так звані «важкіелементи »(тобто елементи з атомною масою, більшою, ніж у гелію) займаютьу Всесвіті дуже скромне місце, їх роль дуже велика. Перш за все вонизначною мірою визначають характер еволюції зірок, тому щонепрозорість зоряних надр для випромінювання істотно залежить відвмісту важких елементів. У той же час світність зірки, яквиявляється, теж залежить від її непрозорості.

Спектроскопічні дослідження показали, що є дивовижнівідмінності в хімічному складі зірок. Так, наприклад, гарячі масивнізірки, концентруються до галактичної площині, порівняно багатіважкими елементами, тим часом як у зірок, що входять до складу кульовихскупчень, відносний вміст важких елементів в десятки разів менше.
Цей важливий факт знаходить обгрунтування в сучасних теоріях еволюції зірок ізоряних систем.

Нарешті, варто сказати кілька слів про магнетизм зірок. Тим жеспектроскопічні методом було виявлено наявність потужних магнітних полів уатмосферах деяких зірок. Напруженість цих полів в окремих випадкахдоходить до 10 тис. Е (Ерстед), тобто в 20 тис. разів більше, ніж магнітнеполе Землі. Зауважимо, що в сонячних плямах напруженість магнітних полівдоходить до 3-4 тис. Е. Взагалі магнітні явища, як з'ясувалося в останніроки, відіграють значну роль у фізичних процесах, що відбуваються всонячній атмосфері. Є всі підстави вважати, що те ж самесправедливо і для зоряних атмосфер.

Обертання зірок. Обертання зірок вивчається за їхніми спектрами. При обертанніодин край диска зірка віддаляється від нас, а інший наближається з тією жшвидкістю. У результаті в спектрі зірки, які отримують одночасно відвсього диска, лінії розширюються і, відповідно до принципу Доплера,набувають характерний контур, за яким можливо визначати швидкістьобертання. Зірки ранніх спектральних класів О, В, А обертаються зішвидкостями (на екваторі) 100-200 км/сек і більше. Швидкості обертання більшехолодних - значно менше (кілька км/сек). Зменшення швидкостіобертання пов'язано, мабуть, з переходом частини моменту кількостіруху до навколишнього її газо-пилові диски внаслідок дії магнітнихсил. Через швидке обертання зірки приймає форму сплюсненого сфероїд.
Випромінювання з зоряних надр просочується до полюсів швидше, ніж до екватора,внаслідок чого температура на полюсах виявляється більш високою. Томуна поверхні зірок виникають меридіональні течії від полюсів доекватора, які замикаються в глибоких шарах космічного тіла. Такіруху відіграють істотну роль у перемішуванні речовини в шарах, де немаєконвекції.

Залежності між зірковими параметрами.

Маси зірок укладені в межах від 0,04 до 100 мас Сонця,світності від 5Ї10-4 до 105 світимостей Сонця, радіуси від 2Ї10-1 до 103радіусів Сонця. Ці параметри пов'язані певними залежностями.
Найбільш важливі з них виявляються на діаграмах "спектр - світність"
(Герцшпрунга - Ресселла діаграмах) або "ефективна температура --світність ", та ін Майже всі зірки розташовуються на таких діаграмах уздовждекількох смуг, і відповідають різним послідовностей, абокласів світності. Більшість із них розташовано на головнійпослідовності (V клас світності). Лівий її кінець утворюють зіркикласу Про з температурами 30 000-50 000 °, правий - червоні зірки-карликикласу М з температурами 3000-4000 °. На діаграмі видно послідовністьгігантів (III клас), до якої входять зірки високої світності (тобтощо мають великі радіуси). Вище розташовані послідовності ще більшеяскравих надгігантів Ia, Iв та II. (З. Належність до числа карликів,гігантів і надгігантів позначалася раніше літерами d, g і з передспектральним класом.) Внизу діаграми розташовані білі карлики (VII),розміри яких можна порівняти з розмірами Землі при щільності близько 106 г/см3.
Крім цих основних послідовностей, відзначаються субгіганти (IV) іСубкарлики (VI).

Внутрішня будова зірок.

Оскільки надра зірок недоступні безпосереднім спостереженнями, їхвнутрішня будова вивчається шляхом побудови теоретичних зорянихмоделей, довіді відповідають значення мас, радіусів і світимостей,спостерігаються у реальних зірок. В основі теорії внутрішньої будови звичайнихзірок лежить уявлення про них як про газовий кулі, що знаходиться вмеханічному й тепловому рівновазі, протягом тривалого часу нерозширюється і не стискається. Механічне рівновага підтримуєтьсясилами гравітації, спрямованими до центру зірки, і газовим тиском внадрах, що діють назовні і врівноважуючим сили гравітації. Тискзростає з глибиною, а разом з ним збільшуються і щільність і температура.
Теплове рівновагу полягає в тому, що температура зірки - у всіх їїелементарних обсягах - практично не змінюється з часом, тобто щокількість енергії, що йде з кожного такого обсягу, компенсуєтьсящо приходить до нього енергією, а також енергією, що виробляється там ядернимиабо ін джерелами.

Температури звичайних зірок змінюються від декількох тис. градусів наповерхні до десяти млн. градусів і більше в центрі. За такихтемпературах речовина складається з майже повністю ионизованного атомів,завдяки чому виявляється можливим в розрахунках зоряних моделей застосовуватирівняння стану ідеального газу. При дослідженнях внутрішньої будовизірок істотне значення мають передумови про джерела енергії,хімічний склад і про механізм переносу енергії.

Основним механізмом переносу енергії в є променистатеплопровідність. При цьому дифузія тепла з більш гарячих внутрішніхобластей зірки назовні відбувається за допомогою квантів ультрафіолетовоговипромінювання, що випускається гарячим газом. Ці кванти поглинаються в інших частинахзірки і знову випромінюються; в міру переходу в зовнішні, більш холодні шаричастота випромінювання зменшується. Швидкість дифузії визначається середньоївеличиною пробігу кванта, яка залежить від прозорості зоряногоречовини, яка характеризується коефіцієнт поглинання. Основними механізмамипоглинання в зірку є фотоелектричне поглинання та розсіюваннявільними електронами.

Лучистая теплопровідність є основним видом переносу енергії длябільшості зірок. Однак у деяких частинах зірок, а в зірках з малоюмасою - майже в повному обсязі, істотну роль грає конвективнийперенесення енергії, тобто перенесення тепла масами газу, що піднімаються іщо спускаються під впливом відмінності температури. Конвективний перенесення, якщовін діє, набагато ефективніше променистого, але конвекція виникає тількитам, де водень або гелій ионизованного частково: в цьому випадку енергія їхрекомбінації підтримує рух газових мас. У Сонця зона конвекціїзаймає шар від поверхні до глибини, що дорівнює близько 0,1 його радіуса: нижчецього шару водень і гелій ионизованного вже повністю. У холодних зірокповна іонізація наступає на більшій глибині, так що конвективна зона уних товщі і охоплює більшу частину обсягу. Навпаки, у гарячих водень ігелій повністю ионизованного, починаючи майже від самої поверхні, тому уних немає зовнішньої конвективної зони. Проте вони мають Конвективне ядро, деруху підтримуються теплом, що виділяється при ядерних реакціях.

Зірки-гіганти і надгіганти влаштовані інакше, ніж зірки головноїпослідовності. Маленьке щільне ядро їх (1% радіуса) містить 20-30%маси, а інша частина являє собою протяжну розрідженуоболонку, що простирається на відстані, що складають десятки і сотнісонячних радіусів. температури ядер досягають 100 млн. градусів і більше.
Білі карлики по суті являють собою ті ж ядра гігантів, алепозбавлені оболонки і остиглі до 8-10 тис. градусів. Щільний газ ядер ібілих карликів володіє особливими властивостями, відмінними від властивостей ідеальногогазу. У ньому енергія передається не випромінюванням, а електронноїтеплопровідністю, як у металах. Тиск такого газу залежить не відтемператури, а тільки від щільності, тому рівновага зберігається навіть приохолодженні зірки, яка не має джерел енергії.

Хімічний склад речовини надр зірки. на ранніх стадіях їх розвиткусхожий з хімічним складом зоряних атмосфер, який визначається зспектроскопічних спостережень (дифузійне поділ може відбутися лишеза час, що значно перевершує час життя зірок). З плином часуядерні реакції змінюють хімічний склад зоряних надр і внутрішнєбудова змінюється.

Походження та еволюція зірок.

Зараз твердо встановлено, що зірки і зоряні скупчення маютьрізного віку, від величини порядку 1010 років (кульові зоряні скупчення)до 106 років для наймолодших (розпорошені зоряні скупчення і зоряніасоціації). Ми будемо детально говорити про це нижче. Багато дослідниківприпускають, що зірки утворюються з дифузної міжзоряного середовища. Укористь цього говорить положення молодих зірок у просторі - вонисконцентровані в спіральних гілках галактик, там же, де і міжзорянегазопилової матерія. Сузір'я середу утримується в спіральних гілкахгалактичним магнітним полем. Зірки цим слабким полем утримувати неможуть. Тому більш старі зірки менше пов'язані зі спіралями. Молодізірки утворюють часто комплекси, такі, як комплекс Оріона, до якоговходить декілька тисяч молодих зірок. У комплексах поряд з зіркамиміститься велика кількість газу і пилу. Газ в цих комплексах швидкорозширюється, а це значить, що раніше він був більш щільнумасу.

Сам процес формування зірок з дифузної середовища залишається поки нецілком зрозумілим. Якщо в певному обсязі, заповненому газом і пилом, масадифузною матерії з якихось причин перевершить певну критичнувеличину, то матерія в цьому обсязі розпочне стискатися під дією силтяжіння. Це явище називається гравітаційної конденсацією.

Величина критичної маси залежить від щільності, температури тасередньої молекулярної ваги. Розрахунки показують, що необхідні умовиможуть виникнути лише у виняткових випадках, коли щільність дифузноїматерії стає досить великий. Такі умови можуть виникати врезультаті випадкових флуктуацій, однак не виключено, що збільшеннящільності може відбуватися і в результаті деяких регулярних процесів.
Найбільш щільними областями дифузною матерії є, мабуть,глобули і "слонові хоботи" - темні компактні, непрозорі освіти,спостерігаються на тлі світлих туманностей. Глобули мають вигляд круглихцяток, "слонові хоботи" - вузьких смужок, які вклинюються у світлуматерію (мал. 243). Глобули і "слонові хоботи" є найбільшвірогідними предками зірок, хоча прямими доказами цього ми немаємо в своєму розпорядженні. В якості непрямого підтвердження можуть розглядатисякометообразние туманності. Ці туманності виглядають подібно конусу кометногохвоста. У голові такий туманності зазвичай знаходиться зірка типу Т Тельця --молода стискуваної зірка. Мимоволі спадає на думку, що зірка утворилася всерединітуманності. У той же час сама туманність нагадує за формою ірозташуванню "слонові хоботи".

Дуже багато чого в процесі зореутворення залишається не зрозумілим. Не всідослідники погоджуються, наприклад, з тим, що зірки утворюються здифузної міжзоряної матерії. Радянський астроном акад. В. А. Амбарцумянвважає, що зірки утворюються в результаті розширення щільних телневідомої природи, які безпосередньо не спостерігаються.

Припустимо, з якихось причин хмара міжзоряного матерії досяглокритичної маси і почався процес гравітаційної конденсації. Пиловічастинки і газові молекули падають до центра хмари, потенціальна енергіягравітації переходить у кінетичну, а кінетична енергія в результатізіткнень - в тепло. Хмара нагрівається і внаслідок збільшеннятемператури зростає його випромінювання. Воно перетворюється на протозірок
(зірка в початковій стадії розвитку). Судячи з того, що молоді зіркиспостерігаються групами, можна думати, що на початку процесу гравітаційноїконденсації хмара міжзоряного матерії розбивається на декілька частин іодночасно утворюється кілька протозірок.

Повний потік енергії, що випромінюють протозірок, визначається, як можнапоказати, звичайним законом маса - світність, але розміри протозірокзначно більше.

Тому температура її поверхні багато менше, ніж у звичайної зіркитакої ж маси, і на діаграмі спектр - світність протозірок повиннірозташовуватися праворуч від головної послідовності. У міру стисненняпротозірок температура її збільшується, і вона переміщається по діаграмі
Герцшпрунга - Рессела спочатку вниз, потім ліворуч, майже паралельно осіабсцис. Коли температура в надрах зірки досягає декількох мільйонівградусів, починаються термоядерні реакції.

Спочатку "вигоряє" дейтерій, а потім літій, берилій і бор. Стиснення врезультаті виділення додаткової енергії сповільнюється, але не припиняєтьсязовсім, тому що ці елементи швидко опиняються витраченими. Колитемпература підвищується ще більше, починають діяти протонні реакції
(для зірок з масою, меншою 1,5 M ¤) або вуглецево-азотний цикл (для зірокз більшою масою). Ці реакції можуть підтримуватися тривалий час,стиснення припиняється і протозірок перетворюється на звичайну зірку головноїпослідовності. Тиск усередині зірки врівноважує тяжіння, і вонавиявляється в стійкому стані.

Час гравітаційного стиснення зірок порівняно невелике. Воно залежитьвід маси протозірок. Чим більше маса, тим швидше протікає процесгравітаційної конденсації. Протозірок, що мають таку ж масу, як
Сонце, стискаються за 108 років. Так як стиснення відбувається швидко, спостерігатизірки в цій перший найбільш ранній стадії еволюції важко.
Передбачається, що в цій стадії знаходяться неправильні змінні зіркитипу Т Тельця.

Відомо кілька розсіяних зоряних скупчень, що складаються з зіроккласів О і В і змінних типу Т Тельця. Такі зірки ще не прийшли встан рівноваги, і цим, мабуть, пояснюється типовий для нихнеправильний характер зміни блиску. Ці зірки пов'язані з пиловимитуманностями, які є залишками первинних скупчень дифузноїматерії.

Перебуваючи на головній послідовності, зірки тривалий часвипромінюють енергію завдяки термоядерним реакцій, майже не відчуваючи будь -або зовнішніх змін: радіус, світність і маса залишаються майжепостійними. Положення зірки на головній послідовності визначається їїмасою. Нижче головної послідовності на діаграмі спектр - світністьпроходить послідовність яскравих Субкарлики. Вони відрізняються від зірокголовної послідовності хімічним складом: вміст важкихелементів у Субкарлики в кілька десятків разів менше. Причина цьоговідмінності, пов'язана з тим, що Субкарлики є зірками сферичноїскладової.

У результаті термоядерних реакцій, що протікають у надрах зірки,відбувається поступова переробка водню в гелій, або, як кажуть,
"вигорання" водню. Час перебування на головній послідовностізалежить від швидкості термоядерних реакцій, а швидкість реакцій відтемператури. Чим більше маса зірки, тим вище повинна бути температура в їїнадрах, щоб газовий тиск могло врівноважити вага верхніх шарів.
Тому ядерні реакції в більш масивних зірок йдуть швидше і часперебування на головній послідовності для них менше, тому що швидшевитрачається енергія.

Зірки В0 залишаються на головній послідовності менше 107 років, у тойчас як для Сонця і зірок більш пізніх спектральних класів періодперебування на головній послідовності перевищує 1010 років.

Ядерні реакції відбуваються лише в центральній частині зірки. У цій області
(Конвективне ядро зірки) речовина весь час перемішується. При вигорянніводню радіус і маса конвективного ядра зменшуються. Розрахунки показують,що зірка при цьому переміщається по діаграмі спектр - світність праворуч.
Більш масивні зірки переміщуються швидше, і в результаті верхній кінецьголовної послідовності поступово відхиляється вправо.

Коли весь водень в ядрі зірки перетвориться на гелій, друга стадіяеволюції (стадія головної послідовності) закінчується. Реакціїперетворення водню в гелій продовжують йти тільки на зовнішньому кордоніядра. Розрахунки показують, що при цьому ядро стискається, щільність ітемпература в центральній частині зірки зростають, збільшується світністьі радіус зірки. Зірка сходить з головної послідовності і стаєчервоним гігантом, вступаючи в третю стадію еволюції.

Все, про що говорилося вище, є результатамитеоретичних робіт з внутрішньою будовою зірок. Ці результати можнаперевірити, зіставляючи їх з діаграмами спектр - світність для зірковихскупчень. Можна вважати, що зірки одного і того ж скупченняутворилися спільно і мають однаковий вік, інакше важко було бпояснити саме існування скупчень.

У кульових і старих розсіяних скупчень добре представлена гілкучервоних гігантів. Це означає, що більшість спостережуваних зірок цихскупчень знаходиться в третій стадії еволюції.

Ветвь червоних гігантів для зірок розсіяних скупчень йде нижче, ніждля зірок кульових скупчень, а головна послідовність, навпаки, вище.
Теоретично це можна пояснити більш низьким вмістом важких елементівв зірках кульових скупчень. І дійсно, спостереження показують, що взірок сферичної підсистеми, до якої належать кульові скупчення,відносне велика кількість важких елементів менше, ніж в зірках плоскоюпідсистеми. Таким чином, спостереження задовільно узгоджуються зтеоретичними уявленнями про еволюцію зірок і підтверджують їх. Тимсамим отримує наглядову перевірку та теорія внутрішньої будови зірок,на якій ці уявлення засновані.

Передбачається, що в стадії червоного гіганта (або надгіганта) вщільному ядрі зірки протягом деякого часу може йти реакціяперетворення гелію в вуглець. Для цього температура в центральних частинахзірки повинна досягати 1.5 108 ° K. Розрахунки показують, що такі зіркиповинні розташовуватися на діаграмі колір - світність ліворуч від головної гілкичервоних гігантів. Коли гелієва реакція всередині ядра і водневі реакціїна його кордоні вичерпують себе, третя стадія еволюції (стадія червоногогіганта) приходить до кінця. Протяжна оболонка гіганта при цьомурозширюється, її зовнішні шари не можуть утримуватися силою тяжіння іпочинають відділятися. Зірка втрачає речовину, і маса її зменшується.
Спостереження показують, що у червоних гігантів і надгігантів дійсноіноді має місце витікання речовини з атмосфери. У цьому випадку процесвідбувається повільно. Однак при деяких умовах, точно поки нез'ясованих, зірка може швидко викинути істотну частину маси, іпроцес буде мати характер вибуху, катастрофи. Такого роду вибухи миспостерігаємо при спалахах наднових зірок.

При повільному закінченні речовини з червоних гігантів, мабуть,утворюються планетарні туманності. Коли тривала оболонка гігантарозсіється, залишається тільки її центральне ядро, повністю позбавленеводню. У разі зірок з масою, не перевершує сонячну в 2-3 рази,речовина ядра знаходиться в виродженим стані, так само як і речовинабілих карликів. Тому видається дуже вірогідним, що білі карлики іє четвертим і останнім етапом еволюції таких зірок, наступним застадією червоного гіганта. І справді, у старих зоряних скупченняхє деяка кількість білих карликів, а в молодих вони відсутні. Убілих карликів, як ми знаємо, ядерні реакції не йдуть. Білі карлики світятьза рахунок запасу теплової енергії, накопиченої в минулому, і поступовоохолоджуються, перетворюючись на неспостережний "чорних" карликів.

Білі карлики - це остигаючі, що вмирають зірки. Зірки,перевершують Сонце за масою в кілька разів, вже не можуть переходити вфазу білого карлика, тому що їх гелієві ядра не перебувають у виродженимстані. Передбачається, що в цьому випадку третій етап еволюції кінчаєтьсяосвітою нейтронної зірки і вибухом наднової.

Отже, ми маємо зараз можливість простежити у загальних рисах еволюціюзірок, від щільного хмари газу і пилу до стискуваної протозірок, потімчерез звичайну зірку головної послідовності до червоного гіганта і,нарешті, - до білого карлику. У цій картині ще багато незрозумілого, багато чого щепідлягає уточненню, проте вголовних рисах вона є доситьобгрунтованою.

Ми розглядали вище, як змінюється в процесі еволюції зірок їхмаса, радіус, світність, температура, і нічого не згадали про такуважливою характеристикою, як обертання. Відомо, що зірки спектральнихкласів О, В, А обертаються дуже швидко - екваторіальна швидкість обертання уних, як правило, перевищує 100 км/сек. Швидкості обертання зірок класу F всередньому менше 100 км/сек, а зірки більш холодні, ніж F, обертаютьсянастільки повільно, що доплеровське розширення ліній занадто мало ішвидкість обертання не можна виміряти. Верхня межа швидкості обертання зіроккласів G, К, М, що належать до головної послідовності, складаєкілька десятків км/сек, але насправді обертання може бути набагатоповільніше. Наприклад, у Сонця, типової зірки класу G, швидкість обертанняточок екватора становить усього лише близько 2 км/сек.

Зі спостережень дифузних туманностей випливає, що окремі згусткиречовини рухаються в них один щодо одного зі швидкостями порядку 1км/сек. Тому первинна туманність, з якої утворюється зірка завждиповинна мати деякий початковий момент кількості руху. Розрахунокпоказує, що якщо б цей момент кількості руху зберігався, тозірки не могли б утворитися, так як туманність, стискуючись, збільшувалаб швидкість обертання і розірвалася б задовго до цього. Очевидно, щомомент кількості руху повинен якимось чином віддалятися з туманності.
Конденсується туманність пов'язана з навколишнім середовищем менш щільноюмагнітним полем, і так як міжзоряне матерія "приклеєна" до магнітнихсиловим лініям, то обертання конденсується туманності передаєтьсянавколишньому середовищу і туманність втрачає момент кількості руху. Детальнийрозгляд цього процесу показує, що передача моменту кількостіруху припиняється, коли щільність протозірок стає доситьвисокою, і остаточно скондесувалися зірка повинна матиекваторіальну швидкість в кілька сотень кілометрів на секунду, незалежновід її маси.

Для гарячих зірок спостереження дають саме таку швидкість обертання. Ухолодних же зірок швидкість обертання значно менше. Так, в Сонячнійсистемі 98% моменту кількості руху належить планет і тільки 2%
Сонцю. Сонце крутилося б з екваторіальній швидкістю близько 100 км/сек,якщо б йому належав весь момент кількості руху Сонячної системи.
Природно виникає думка, що повільне обертання холодних зірок можебути пояснено наявністю у них планетних систем, аналогічних Сонячноїсистемі. Якщо це так, то число планетних систем у Галактиці дуже велике.

На закінчення хочу навести таблицю, що дає обчислену тривалістьгравітаційного стиснення та перебування на головній послідовності для зірокрізних спектральних класів.

| Спектральний | Маса | Радіус | Світність | Час, років |
| й клас | | | | |
| | | | | Грав. | перебування |
| | | | | Стиснення | на ДП |
| B0 | 17,0 | 9,0 | 30000 | 1,2 * 105 | 8 * 106 |
| B5 | 6,3 | 4,2 | 1000 | 1,1 * 106 | 8 * 107 |
| A0 | 3,2 | 2,8 | 100 | 4,1 * 106 | 4 * 108 |