Большая Советская Энциклопедия (КО)

  Звёздная космогония. Проблемы происхождения и эволюции звёзд, а также звёздных систем изучаются в разделе К., называемой звёздной К. В ходе эволюции звезда проходит стадии, которые определяются изменениями условий механического и теплового равновесия в её недрах (см. Звёзды ). В результате ядерных реакций превращения водорода в гелий (которые служат источником энергии звёзд главной последовательности на Герцшпрунга—Ресселла диаграмме и части звёзд-гигантов) постепенно изменяется химический состав ядра звезды, причём средний молекулярный вес газа увеличивается, ядро уплотняется и разогревается. Исследования показывают, что это сопровождается увеличением светимости и радиуса звезды. На диаграмме Герцшпрунга—Ресселла звезда, в начале эволюции располагавшаяся на главной последовательности, приподнимается над ней. По мере дальнейшего выгорания водорода у звёзд малой массы образуется ядро с плотностью, в сотни тыс. раз большей плотности воды, и температурой свыше 10⁷ К. Газ при такой плотности оказывается вырожденным (см. Вырожденный газ ). В ядре звезды водорода уже нет, вследствие чего ядерные реакции идут только в оболочке ядра, где температура достаточно высока и имеется водород. Звезда вздувается, на этой стадии её радиус в десятки раз больше, чем тот, который звезда имела на главной последовательности; светимость также сильно увеличивается, и звезда превращается в гиганта. Точка, соответствующая звезде на диаграмме Герцшпрунга—Ресселла, вследствие эволюции звезды перемещается вправо вверх. Постепенно оболочка, расширяясь, становится прозрачной, и сквозь неё видно горячее ядро. Ультрафиолетовое излучение ядра заставляет газ оболочки светиться, из звезды-гиганта образуется планетарная туманность . После остывания ядра звезда превращается в белый карлик , который не имеет источников энергии и медленно остывает в течение миллиардов лет.

  У звёзд, имеющих на начальной стадии несколько большую массу, эволюционные изменения протекают иначе. У таких звёзд температура ядра повышается до 120—140 млн. градусов и начинается реакция превращения гелия в углерод; при ещё более высоких температурах синтезируются и более тяжёлые ядра. Вследствие мощного выделения энергии ядро звезды расширяется. Соответствующая точка на диаграмме Герцшпрунга—Ресселла сложным образом движется между ветвью гигантов и левой частью главной последовательности. Сбросив около половины массы, звезда также превращается в белый карлик.

  Ещё более массивные звёзды (до 2 масс Солнца) скачком переходят от главной последовательности в область красных сверхгигантов. В их ядрах образуются всё более тяжёлые элементы, вплоть до наиболее плотно упакованного ядра атома железа. При дальнейшем повышении температуры ядра железа превращаются в ядра др. элементов, но при этом энергия уже не выделяется, а поглощается, и ядро звезды не нагревается при сжатии. Давление вырожденного газа не может уравновесить вес ядра, если его масса больше 1,4 массы Солнца, и оно продолжает сжиматься до тех пор, пока плотность вещества в нём не будет того же порядка, что и плотность атомных ядер. В это время под действием огромного давления электроны объединяются с ядрами, образуя нейтроны. Такими нейтронными звёздами, имеющими радиус около 10 км, являются пульсары . Часть гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, передаётся оболочке, которая выбрасывается со скоростью несколько тыс. км/сек; происходит вспышка сверхновой звезды II типа. Сверхновые звёзды I типа образуются в конце эволюции звёзд меньшей массы.

  Если масса ядра звезды превышает 2 массы Солнца, то сжатие не останавливается даже при ядерной плотности и происходит с увеличивающейся скоростью. Когда скорость падения вещества к центру звезды приближается к скорости света, звезда, в силу эффектов теории относительности, как бы застывает, перестаёт излучать (см. Коллапс гравитационный ). Обнаружить такую коллапсировавшую звезду можно только по её гравитации или по излучению падающего на неё газа. Время эволюции звёзд существенно зависит от их массы. Для Солнца оно составляет 10¹⁰ лет, для звёзд спектрального класса О — несколько млн. лет (у таких звёзд запасы водорода быстро истощаются). Поэтому все наблюдаемые горячие звёзды — молодые, недавно образовавшиеся. Концентрация молодых звёзд в скопления и ассоциации показывает, что звёзды образуются группами. Связь этих групп с межзвёздной средой, в частности с тёмной полосой сжатого газа на кромке спиральных ветвей, и ряд др. фактов привели к представлению, что звёзды формируются при сжатии и дроблении больших газово-пылевых облаков на отдельные сгустки, которые продолжают сжиматься под действием собственного тяготения.