Глава 4 Звезды и их эволюция

Здесь речь пойдет о так называемых нормальных звездах – объектах, в недрах которых идет термоядерный синтез. В результате этих реакций легкие элементы, начиная с обычного водорода, превращаются в тяжелые. Для запуска синтеза нужны достаточно высокие температура и плотность. Обе величины регулируются массой звезды, что задает нижний предел на ее массу, который зависит от химического состава и обычно составляет примерно 0,08 массы Солнца. Более легкие объекты относят к бурым (коричневым) карликам. Самые массивные звезды, рождающиеся сейчас в нашей Галактике, имеют массы менее 200 солнечных.

Звезды, видимые нами на ночном небе, входят в состав нашей Галактики. Типичные расстояния между звездами в солнечной окрестности измеряются световыми годами. Многие звезды входят в состав кратных систем. Самым простым примером являются двойные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс, но есть связанные системы из трех, четырех и даже шести звезд.

Эволюция звезды в первую очередь связана с характером протекания термоядерных реакций в их недрах. Он зависит в основном от массы звезды. На втором месте стоит химический состав, от которого также зависят многие параметры, но состав молодых звезд варьируется в не слишком больших пределах: примерно на 70–75 % звезды состоят из водорода и на 25–28 % из гелия, на долю более тяжелых элементов обычно приходится менее 2 % массы.

Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Для самых тяжелых объектов это время составляет около миллиона лет. Для самых легких – многие десятки миллиардов. В конце своей жизни звезды в основном превращаются в компактные объекты: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Образование нейтронных звезд (и в некоторых случаях черных дыр) сопровождается вспышкой сверхновой.