отозірка з масою 15 т в?ј еволюціонує до головної послідовності за 60 000 років, а з масою m = 0,5 т в?ј - близько 150 млн. років.
Всі ці дані дають лише більш-менш можливі схеми розвитку протозвезд. Тому що ще не з'ясовано, наскільки правильний вибір математичних співвідношень, які описують перенесення енергії з надр зірки конвекцією, як впливає на еволюційний шлях зірки її звернення навколо осі, а також магнітне поле, яке пронизує газопилова хмара. Що стосується обертання, то очевидно, що воно надає сферичну симетрію. Обчислення, які поки що доводиться проводити з певними спрощеннями, дають можливість зробити висновок, що фрагмент, який від початку мав помітну обертання, з часом сплющується в напрямку осі обертання. При подальшій еволюції фрагмента він перетворюється в кільце, в якому через кілька десятків тисяч років формується два діаметрально протилежних ущільнення, які далі стають зірками, утворюючи подвійну систему.
Ущільнення, які формується в центральній зоні протозірки, може позбутися свого моменту кількості руху (передати його периферійним частинам хмари) завдяки магнітним полям, а також турбулентним рухам з урахуванням тертя. Однак ці процеси найменш вивчені.
В
3. Вихід зірок з головної послідовності. Гравітаційний колапс і пізні стадії еволюції зірок
Перебування зірки на головній послідовності триває до тих пір, поки в її надрах не вичерпані ядерне пальне - водень. Точніше, як це визначили у 1942 М. Шенберг і С. Чандрасекар, поки в центрі зірки не утворюється гелієвої ядро ​​з масою 10 ... 12% маси Сонця. Час, за який зірка досягає межі Шенберга-Чандрасекара (тобто час перебування на головній послідовності), описує формула:
(1).
Тут враховано, що світність зірки дорівнює: і запаси енергії. По всій видимості, зірка спектрального класу В, що має масу m = 20m в?ј знаходиться на головній послідовності кілька мільйонів років (зірка типу Сонця cm = 1m в?ј - протягом 10 млрд. років, а червоний карлик з масою m = 0,5 m в?ј близько 100 млрд. років). p> Зі зменшенням вмісту водню в ядрі зірки коефіцієнт непрозорості речовини безперервно зменшується. Це призводить до безперервної перебудові зірки, що супроводжується стисненням її ядра і розбуханням оболонки. При цьому частина потенційної енергії переходить в тепло, температура зірки зростає. У цей час реакції синтезу гелію з водню проходять в тонкому сферичному шарі, який безпосередньо оточує ядро. Оскільки водень в згаданому шарі також поступово вигорає, то відповідно безперервно зростає маса гелиевого ядра. Це призводить до збільшення сили тяжіння, подальшому стисненню ядра і до зростання температури в ньому. Відповідно зростає світність зірки. Енергія, яка виділяється в її надрах, не встигає просочуватися назовні за допомогою перевипромінювання фотонів, тому виникають конвективні потоки, так що дуже швидко конвекція стає вирішальним механізмом перенесення енергії від ядра через оболонку зірки.
Ядро стискується і температура його підвищується до тих пір, поки в ньому не почнуться реакції синтезу більш важких хімічних елементів (якщо маса зірки m> 1,2 m в?ј ). Наприклад, при температурі 200 млн. кельвінів при з'єднанні трьох ядер атома гелію синтезуються ядра атома вуглецю, а з часом при ще вищих температурах утворюються кисень, неон і т.д. При цьому на деякий час енергії, яка виділяється, достатньо, щоб тимчасово зупинити стиск ядра. Реакції синтезу перебігають з виділенням енергії аж до синтезу ядер атомів заліза . Більш важкі хімічні елементи, які також утворюються, є наслідком ходу ендотермічних реакцій, які супроводжуються деяким охолодженням надр зірки.
За весь час вигоряння водню в ядрі зірки вона трохи зміщується на головній послідовності і дуже швидко залишає її, як тільки досягне межі Шенберга-Чандрасекара, перетворившись на Залежно від своєї маси на червоного гіганта або надгіганта.
Якщо маса зірки m <1,2 m в?ј , то після вичерпання водню в ядрі воно стискається. За кілька десятків тисяч років розміри ядра зірки зменшуються приблизно в 100 разів, щільність речовини в ньому дорівнює кільком сотням кілограмів на кубічний сантиметр. На цій стадії стиснення ядра зупиняється тиском виродженого електронного газу, тобто ядро зірки перетворюється на білий карлик. Оболонка зірки збільшується до (10 ... 100) R в?ј, так що сама зірка стає червоним гігантом. Приблизно через 20000 років оболонка зовсім відділяється від ядра. На місці колишньої зірки головної послідовності залишається зірка білий карлик і оболонка, яка зі швидкістю близько 20 км/с розширюється в навколишній простір як планетарна туманність. Таким буде завершальний етап еволюції нашого Сонця. p> Якщо маса зірки більше 1,2 m в?ј , то при стисненні масивного ядра, температура в ньому сягає сотень мільйонів і навіть міль...
