Masa de stele T☼ și raza R pot fi caracterizate prin energia sa potențială E . Potenţial sau energie gravitațională steaua este munca care trebuie cheltuită pentru a dispersa materia stelei la infinit. Și invers, această energie este eliberată atunci când steaua se contractă, adică. pe măsură ce raza acestuia scade. Valoarea acestei energii poate fi calculată folosind formula:

Energia potențială a Soarelui este egală cu: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Un studiu teoretic al procesului de comprimare gravitațională a unei stele a arătat că o stea emite aproximativ jumătate din energia sa potențială, în timp ce cealaltă jumătate este cheltuită pentru creșterea temperaturii masei sale la aproximativ zece milioane de kelvin. Nu este greu însă să fii convins că Soarele ar fi emis această energie în 23 de milioane de ani. Deci, compresia gravitațională poate fi o sursă de energie pentru stele doar în anumite etape, destul de scurte, ale dezvoltării lor.

Teoria fuziunii termonucleare a fost formulată în 1938 de către fizicienii germani Karl Weizsäcker și Hans Bethe. Condiția prealabilă pentru aceasta a fost, în primul rând, determinarea în 1918 de către F. Aston (Anglia) a masei atomului de heliu, care este egală cu 3,97 mase ale atomului de hidrogen. , în al doilea rând, identificarea în 1905 a legăturii dintre greutatea corporală Tși energia lui E sub forma formulei lui Einstein:

unde c este viteza luminii, în al treilea rând, descoperirea din 1929 că, datorită efectului de tunel, două particule încărcate egal (doi protoni) se pot apropia la o distanță în care forța de atracție este superioară, precum și descoperirea din 1932. a pozitronului e+ și neutronului n.

Prima și cea mai eficientă dintre reacțiile de fuziune termonucleară este formarea a patru protoni în nucleul unui atom de heliu conform schemei:

Ceea ce se întâmplă aici este foarte important defect de masa: masa unui nucleu de heliu este de 4,00389 amu, în timp ce masa a patru protoni este de 4,03252 amu. Folosind formula lui Einstein, calculăm energia care este eliberată în timpul formării unui nucleu de heliu:

Nu este greu de calculat că, dacă Soarele în stadiul inițial de dezvoltare a fost format doar din hidrogen, atunci transformarea lui în heliu ar fi suficientă pentru existența Soarelui ca stea cu pierderi de energie actuale de aproximativ 100 de miliarde de ani. De fapt, vorbim despre „arderea” a aproximativ 10% din hidrogen din cele mai adânci intestine ale stelei, unde temperatura este suficientă pentru reacțiile de fuziune.

Reacțiile de sinteză a heliului pot avea loc în două moduri. Primul se numește ciclu pp al doilea - CU FĂRĂ ciclu.În ambele cazuri, de două ori în fiecare nucleu de heliu, un proton se transformă într-un neutron conform următoarei scheme:

,

Unde V- neutrini.

Tabelul 1 arată timpul mediu al fiecărei reacții de fuziune termonucleară, perioada în care numărul particulelor inițiale va scădea cu e o singura data.

Tabelul 1. Reacții de sinteză a heliului.

Eficiența reacțiilor de fuziune este caracterizată de puterea sursei, cantitatea de energie care este eliberată pe unitatea de masă a unei substanțe pe unitatea de timp. Din teorie rezultă că

, întrucât . Limită de temperatură T, deasupra căruia nu va juca rolul principal rr-, A Ciclul CNO, este egal cu 15∙10 6 K. În adâncurile Soarelui, rolul principal îl va juca pp- ciclu. Tocmai pentru că prima dintre reacțiile sale are un timp caracteristic foarte lung (14 miliarde de ani), Soarele și stelele ca acesta parcurg calea lor evolutivă timp de aproximativ zece miliarde de ani. Pentru stele albe mai masive, acest timp este de zeci și sute de ori mai mic, deoarece timpul caracteristic al reacțiilor principale este mult mai scurt CNO- ciclu.

Dacă temperatura din interiorul unei stele, după ce hidrogenul este epuizat acolo, ajunge la sute de milioane de kelvin, iar acest lucru este posibil pentru stelele cu o masă T>1,2m ☼ , atunci sursa de energie devine reacția de transformare a heliului în carbon conform schemei:

. Calculele arată că steaua își va epuiza rezervele de heliu în aproximativ 10 milioane de ani. Dacă masa sa este suficient de mare, nucleul continuă să se comprima și la temperaturi de peste 500 de milioane de grade, reacțiile de sinteză ale nucleelor ​​atomice mai complexe devin posibile conform următoarei scheme:

La temperaturi mai ridicate apar următoarele reacții:

etc. până la formarea nucleelor ​​de fier. Acestea sunt reacții exotermic, Ca urmare a progresului lor, energia este eliberată.

După cum știm, energia pe care o emite o stea în spațiul înconjurător este eliberată în adâncurile sale și se scurge treptat la suprafața stelei. Acest transfer de energie prin grosimea materiei stelei poate fi realizat prin două mecanisme: transfer radiant sau convecție.

În primul caz, vorbim despre absorbția și reemisia repetată a cuantelor. De fapt, în timpul fiecărui astfel de eveniment, cuantele sunt fragmentate, astfel încât, în loc de γ-quante dure care apar în timpul fuziunii termonucleare în intestinele unei stele, milioane de cuante cu energie scăzută ajung la suprafața acesteia. În acest caz, legea conservării energiei este îndeplinită.

În teoria transferului de energie a fost introdus conceptul căii libere a unui cuantum de o anumită frecvență υ. Nu este greu de înțeles că, în atmosferele stelare, drumul liber al unui cuantum nu depășește câțiva centimetri. Iar timpul necesar pentru ca cuantele de energie să se scurgă din centrul unei stele la suprafața sa este măsurat în milioane de ani.Cu toate acestea, în adâncurile stelelor, pot apărea condiții în care un astfel de echilibru radiativ este perturbat. Apa se comportă similar într-un vas care este încălzit de jos. Pentru un anumit timp, lichidul de aici se află într-o stare de echilibru, deoarece molecula, după ce a primit excesul de energie direct din fundul vasului, reușește să transfere o parte din energie din cauza ciocnirilor altor molecule care sunt situate deasupra. Acest lucru stabilește un anumit gradient de temperatură în vas de la partea de jos până la marginea de sus. Cu toate acestea, în timp, viteza cu care moleculele pot transfera energie în sus prin ciocniri devine mai mică decât viteza cu care căldura este transferată de jos. Are loc fierbere - transfer de căldură prin mișcarea directă a substanței.

> Ciclul de viață al unei stele

Descriere viata si moartea stelelor: etape de dezvoltare cu fotografii, nori moleculari, protostar, T Tauri, secvență principală, gigantă roșie, pitică albă.

Totul în această lume evoluează. Orice ciclu începe cu nașterea, creșterea și se termină cu moartea. Desigur, stelele au aceste cicluri într-un mod special. Să ne amintim cel puțin că intervalele lor de timp sunt mai mari și sunt măsurate în milioane și miliarde de ani. În plus, moartea lor are anumite consecințe. Cu ce ​​seamănă ciclul de viață al stelelor?

Primul ciclu de viață al unei stele: norii moleculari

Să începem cu nașterea unei stele. Imaginați-vă un nor imens de gaz molecular rece care poate exista în liniște în Univers fără nicio modificare. Dar dintr-o dată o supernova explodează nu departe de ea sau se ciocnește cu un alt nor. Datorită unei astfel de împingeri, procesul de distrugere este activat. Este împărțit în părți mici, fiecare dintre acestea fiind retrasă în sine. După cum ați înțeles deja, toate aceste grupuri se pregătesc să devină vedete. Gravitația încălzește temperatura, iar impulsul stocat menține procesul de rotație. Diagrama de jos demonstrează în mod clar ciclul stelelor (viața, etapele de dezvoltare, opțiunile de transformare și moartea unui corp ceresc cu o fotografie).

Al doilea ciclu de viață al unei stele: Protostar

Materialul se condensează mai dens, se încălzește și este respins de colapsul gravitațional. Un astfel de obiect se numește protostea, în jurul căruia se formează un disc de material. Piesa este atrasă de obiect, crescându-i masa. Resturile rămase vor grupa și vor crea un sistem planetar. Dezvoltarea ulterioară a stelei depinde de masă.

Al treilea ciclu de viață al unei stele: T Taur

Când materialul lovește o stea, se eliberează o cantitate imensă de energie. Noua etapă stelară a fost numită după prototipul - T Tauri. Este o stea variabilă situată la 600 de ani lumină distanță (aproape).

Poate atinge o luminozitate mare deoarece materialul se descompune și eliberează energie. Dar partea centrală nu are suficientă temperatură pentru a susține fuziunea nucleară. Această fază durează 100 de milioane de ani.

Al patrulea ciclu de viață al unei stele:Secvența principală

La un moment dat, temperatura corpului ceresc crește la nivelul necesar, activând fuziunea nucleară. Toate vedetele trec prin asta. Hidrogenul se transformă în heliu, eliberând căldură și energie enormă.

Energia este eliberată sub formă de raze gamma, dar din cauza mișcării lente a stelei, aceasta cade cu aceeași lungime de undă. Lumina este împinsă afară și intră în conflict cu gravitația. Putem presupune că aici se creează un echilibru ideal.

Cât timp va fi ea în secvența principală? Trebuie să începeți de la masa stelei. Piticile roșii (jumătate din masa Soarelui) își pot arde alimentarea cu combustibil timp de sute de miliarde (trilioane) de ani. Stelele medii (cum ar fi ) trăiesc 10-15 miliarde. Dar cele mai mari au miliarde sau milioane de ani. Vedeți cum arată evoluția și moartea stelelor din diferite clase în diagramă.

Al cincilea ciclu de viață al unei stele: gigantul rosu

În timpul procesului de topire, hidrogenul se epuizează și se acumulează heliu. Când nu mai rămâne deloc hidrogen, toate reacțiile nucleare se opresc, iar steaua începe să se micșoreze din cauza gravitației. Învelișul de hidrogen din jurul miezului se încălzește și se aprinde, determinând obiectul să crească de 1.000 până la 10.000 de ori mai mare. La un moment dat, Soarele nostru va repeta această soartă, crescând pe orbita Pământului.

Temperatura și presiunea ating maximul și heliul fuzionează în carbon. În acest moment, steaua se micșorează și încetează să mai fie o gigantă roșie. Cu o masivitate mai mare, obiectul va arde alte elemente grele.

Al șaselea ciclu de viață al unei stele: pitic alb

O stea cu masă solară nu are suficientă presiune gravitațională pentru a fuziona carbonul. Prin urmare, moartea are loc odată cu sfârșitul heliului. Straturile exterioare sunt ejectate și apare o pitică albă. Începe fierbinte, dar după sute de miliarde de ani se răcește.

Evoluția stelelor este o schimbare a fizicității. caracteristici, interne structuri și chimie compoziția stelelor în timp. Cele mai importante sarcini ale teoriei lui E.Z. - explicarea formării stelelor, modificări ale caracteristicilor lor observabile, studiul conexiunii genetice a diferitelor grupuri de stele, analiza stărilor lor finale.

Întrucât în ​​partea de Univers cunoscută nouă, cca. 98-99% din masa materiei observate este continuta in stele sau a trecut de stadiul stelelor, explicatie de E.Z. yavl. una dintre cele mai importante probleme din astrofizică.

O stea în stare staționară este o minge de gaz, care se află în stare hidrostatică. și echilibrul termic (adică acțiunea forțelor gravitaționale este echilibrată de presiunea internă, iar pierderile de energie datorate radiațiilor sunt compensate de energia eliberată în intestinele stelei, vezi). „Nașterea” unei stele este formarea unui obiect în echilibru hidrostatic, a cărui radiație este susținută de propria sa. surse de energie. „Moartea” unei stele este un dezechilibru ireversibil care duce la distrugerea stelei sau la catastrofa acesteia. comprimare.

Izolarea gravitațională energia poate juca un rol decisiv numai atunci când temperatura din interiorul stelei este insuficientă pentru eliberarea de energie nucleară pentru a compensa pierderile de energie, iar steaua ca întreg sau o parte a ei trebuie să se contracte pentru a menține echilibrul. Eliberarea energiei termice devine importantă numai după ce rezervele de energie nucleară au fost epuizate. T.o., E.z. poate fi reprezentat ca o schimbare consistentă a surselor de energie ale stelelor.

Timpul caracteristic E.z. prea mare pentru ca toată evoluția să fie urmărită direct. Prin urmare, principalul Metoda de cercetare E.Z yavl. construirea de secvențe de modele stelare care descriu modificările interne structuri și chimie compoziția stelelor în timp. Evoluţie. secvențele sunt apoi comparate cu rezultatele observaționale, de exemplu, cu (G.-R.D.), însumând observațiile unui număr mare de stele în diferite stadii de evoluție. Un rol deosebit de important îl joacă în comparație cu G.-R.d. pentru clusterele de stele, deoarece toate stelele dintr-un cluster au aceeași substanță chimică inițială. compoziție și formată aproape simultan. Potrivit lui G.-R.d. clustere de diferite vârste, s-a putut stabili direcția E.Z. Evoluție în detaliu. secvențele se calculează prin rezolvarea numerică a unui sistem de ecuații diferențiale care descriu distribuția masei, densității, temperaturii și luminozității pe o stea, la care se adaugă legile eliberării de energie și opacității materiei stelare și ecuații care descriu modificările proprietăților chimice. compoziția stelelor de-a lungul timpului.

Cursul evoluției unei stele depinde în principal de masa sa și de chimia inițială. compoziţie. Rotația stelei și câmpul ei magnetic pot juca un anumit rol, dar nu fundamental. domeniu, însă, rolul acestor factori în E.Z. nu a fost încă suficient cercetat. Chim. Compoziția unei stele depinde de momentul în care s-a format și de poziția sa în galaxie la momentul formării. Stelele din prima generație s-au format din materie, a cărei compoziție a fost determinată de cosmologie. conditii. Aparent, conținea aproximativ 70% în masă hidrogen, 30% heliu și un amestec nesemnificativ de deuteriu și litiu. În timpul evoluției stelelor din prima generație s-au format elemente grele (în urma heliului), care au fost ejectate în spațiul interstelar ca urmare a ieșirii de materie din stele sau în timpul exploziilor stelare. Stelele din generațiile următoare s-au format din materie care conține până la 3-4% (din masă) elemente grele.

Cel mai direct indiciu că formarea stelelor în Galaxie este încă în desfășurare este fenomenul. existența unui spectru masiv de stele strălucitoare. clasele O și B, a căror durată de viață nu poate depăși ~ 10 7 ani. Rata de formare a stelelor în timpurile moderne. epoca este estimată la 5 pe an.

2. Formarea stelelor, stadiul de compresie gravitațională

Conform celui mai comun punct de vedere, stelele se formează ca urmare a forțelor gravitaționale. condensarea materiei în mediul interstelar. Împărțirea necesară a mediului interstelar în două faze - nori reci denși și un mediu rarefiat cu o temperatură mai mare - poate avea loc sub influența instabilității termice Rayleigh-Taylor în câmpul magnetic interstelar. camp. Complexe gaz-praf cu masă , dimensiunea caracteristică (10-100) buc și concentrația de particule n~10 2 cm -3 . sunt de fapt observate datorită emisiei lor de unde radio. Comprimarea (prăbușirea) unor astfel de nori necesită anumite condiții: gravitația. particulele norului trebuie să depășească suma energiei mișcării termice a particulelor, a energiei de rotație a norului în ansamblu și a câmpului magnetic. energia norului (criteriul Jeans). Dacă se ia în considerare doar energia mișcării termice, atunci, exact la un factor de ordinul unității, criteriul Jeans se scrie sub forma: align="absmiddle" width="205" height="20">, unde este masa norului, T- temperatura gazului in K, n- numărul de particule la 1 cm3. Cu modern tipic norii interstelari temperatura K nu pot prăbuși decât norii cu o masă nu mai mică de . Criteriul Jeans indică faptul că pentru formarea stelelor din spectrul de masă efectiv observat, concentrația de particule în norii care se prăbușește trebuie să atingă (10 3 -10 6) cm -3, adică. De 10-1000 de ori mai mare decât cea observată în norii tipici. Cu toate acestea, astfel de concentrații de particule pot fi atinse în adâncurile norilor care au început deja să se prăbușească. De aici rezultă că se întâmplă printr-un proces secvenţial, desfăşurat în mai multe etape. etape, fragmentarea norilor masivi. Această imagine explică în mod natural nașterea stelelor în grupuri - clustere. În același timp, întrebările legate de echilibrul termic din nor, câmpul de viteză din acesta și mecanismul care determină spectrul de masă al fragmentelor rămân încă neclare.

Obiectele cu masă stelar prăbușită sunt numite protostaruri. Prăbușirea unei protostele simetrice sferice care nu se rotește fără câmp magnetic. câmpurile include mai multe. etape. În momentul inițial de timp, norul este omogen și izoterm. Este transparent pentru el. radiații, astfel că prăbușirea vine cu pierderi volumetrice de energie, Ch. arr. datorita radiatiei termice a prafului taietura isi transmite cinetica. energia unei particule de gaz. Într-un nor omogen nu există gradient de presiune și compresia începe în cădere liberă cu un timp caracteristic, unde G- , - densitatea norilor. Odată cu începutul compresiei, apare o undă de rarefacție, care se deplasează spre centru cu viteza sunetului și de atunci colapsul are loc mai repede acolo unde densitatea este mai mare, protostea este împărțită într-un miez compact și o înveliș extins, în care materia este distribuită conform legii. Când concentrația de particule în miez ajunge la ~ 10 11 cm -3, acesta devine opac la radiația IR a boabelor de praf. Energia eliberată în miez se scurge încet la suprafață datorită conducției termice radiative. Temperatura începe să crească aproape adiabatic, aceasta duce la o creștere a presiunii, iar miezul devine hidrostatic. echilibru. Cochilia continuă să cadă pe miez și apare la periferia sa. Parametrii miezului în acest moment depind slab de masa totală a protostelei: K. Pe măsură ce masa miezului crește din cauza acreției, temperatura acestuia se schimbă aproape adiabatic până ajunge la 2000 K, când începe disocierea moleculelor de H 2 . Ca urmare a consumului de energie pentru disociere, și nu o creștere a cineticii. energia particulelor, valoarea indicelui adiabatic devine mai mică de 4/3, modificările de presiune nu sunt capabile să compenseze forțele gravitaționale și miezul se prăbușește din nou (vezi). Se formează un nou nucleu cu parametri, înconjurat de un front de șoc, pe care se adună rămășițele primului nucleu. O rearanjare similară a nucleului are loc cu hidrogenul.

Creșterea ulterioară a miezului în detrimentul materiei învelișului continuă până când toată materia cade pe stele sau este împrăștiată sub influența sau, dacă miezul este suficient de masiv (vezi). Protostele cu un timp caracteristic al materiei învelișului t a >t kn, prin urmare luminozitatea lor este determinată de eliberarea de energie a nucleelor ​​care se prăbușesc.

O stea, formată dintr-un miez și o anvelopă, este observată ca sursă IR datorită prelucrării radiațiilor din anvelopă (praful anvelopei, absorbind fotonii radiațiilor UV din miez, emite în domeniul IR). Când coaja devine optic subțire, protostea începe să fie observată ca un obiect obișnuit de natură stelară. Cele mai masive stele își păstrează învelișul până când arderea termonucleară a hidrogenului începe în centrul stelei. Presiunea radiației limitează masa stelelor la probabil . Chiar dacă se formează stele mai masive, ele se dovedesc a fi instabile din punct de vedere pulsațional și își pot pierde puterea. o parte a masei în stadiul de ardere a hidrogenului în miez. Durata etapei de prăbușire și împrăștiere a învelișului protostelar este de aceeași ordine cu timpul de cădere liberă pentru norul părinte, i.e. 10 5 -10 6 ani. Iluminate de miez, aglomerări de materie întunecată din rămășițele cochiliei, accelerate de vântul stelar, sunt identificate cu obiectele Herbig-Haro (aglomerări stelare cu spectru de emisie). Stelele cu masă mică, atunci când devin vizibile, se află în regiunea G.-R.D. ocupată de stele T Tauri (pitici), altele mai masive sunt în regiunea în care se află stelele cu emisie Herbig (clase spectrale timpurii neregulate cu linii de emisie în spectre). ).

Evoluţie. urme de miezuri de protostele cu masă constantă în stadiul hidrostatic. compresiile sunt prezentate în fig. 1. Pentru stele de masă mică, în momentul în care se stabilește hidrostatic. echilibru, condițiile din nuclee sunt astfel încât energia le este transferată. Calculele arată că temperatura suprafeței unei stele complet convective este aproape constantă. Raza stelei este în continuă scădere, deoarece ea continuă să se micșoreze. Cu o temperatură constantă la suprafață și o rază în scădere, luminozitatea stelei ar trebui să cadă și pe G.-R.D. Acest stadiu de evoluție corespunde secțiunilor verticale ale pistelor.

Pe măsură ce compresia continuă, temperatura din interiorul stelei crește, materia devine mai transparentă, iar stelele cu align="absmiddle" width="90" height="17"> au miez radiant, dar învelișurile rămân convective. Stelele mai puțin masive rămân complet convective. Luminozitatea lor este controlată de un strat radiant subțire din fotosferă. Cu cât steaua este mai masivă și cu cât temperatura ei efectivă este mai mare, cu atât miezul radiativ este mai mare (în stele cu align="absmiddle" width="74" height="17"> nucleul radiativ apare imediat). În cele din urmă, aproape întreaga stea (cu excepția zonei convective de suprafață pentru stelele cu masă) intră într-o stare de echilibru radiativ, în care toată energia eliberată în miez este transferată prin radiație.

3. Evolutie bazata pe reactii nucleare

La o temperatură în nuclee de ~ 10 6 K, încep primele reacții nucleare - se arde deuteriu, litiu, bor. Cantitatea primară a acestor elemente este atât de mică încât arderea lor practic nu rezistă la compresie. Compresia se oprește atunci când temperatura din centrul stelei atinge ~ 10 6 K și hidrogenul se aprinde, deoarece Energia eliberată în timpul arderii termonucleare a hidrogenului este suficientă pentru a compensa pierderile de radiație (vezi). Stele omogene, în miezurile cărora arde hidrogenul, se formează pe G.-R.D. secvența principală inițială (IMS). Stelele masive ajung în NGP mai repede decât stelele cu masă mică, deoarece rata lor de pierdere de energie pe unitatea de masă și, prin urmare, rata de evoluție, este mai mare decât cea a stelelor cu masă mică. De când a intrat în NGP E.z. are loc pe baza arderii nucleare, ale cărei etape principale sunt rezumate în tabel. Arderea nucleară poate avea loc înainte de formarea elementelor grupului de fier, care au cea mai mare energie de legare dintre toate nucleele. Evoluţie. urme de vedete pe G.-R.D. sunt prezentate în Fig. 2. Evoluția valorilor centrale ale temperaturii și densității stelelor este prezentată în Fig. 3. La K principal. sursa de energie yavl. reacția ciclului hidrogenului, în general T- reacții ale ciclului carbon-azot (CNO) (vezi). Un efect secundar al ciclului CNO este. stabilirea concentraţiilor de echilibru ale nuclizilor 14 N, 12 C, 13 C - 95%, 4% şi respectiv 1% în greutate. Predominanța azotului în straturile în care s-a produs arderea hidrogenului este confirmată de rezultatele observațiilor, în care aceste straturi apar la suprafață ca urmare a pierderii energiei externe. straturi. În stelele în centrul cărora se realizează ciclul CNO ( align="absmiddle" width="74" height="17">), apare un nucleu convectiv. Motivul pentru aceasta este dependența foarte puternică a eliberării de energie de temperatură: . Fluxul de energie radiantă ~ T 4(vezi), prin urmare, nu poate transfera toată energia eliberată și trebuie să aibă loc convecția, care este mai eficientă decât transferul radiativ. În cele mai masive stele, mai mult de 50% din masa stelară este acoperită de convecție. Importanța nucleului convectiv pentru evoluție este determinată de faptul că combustibilul nuclear este epuizat uniform într-o regiune mult mai mare decât regiunea de ardere efectivă, în timp ce la stelele fără miez convectiv acesta arde inițial doar într-o mică vecinătate a centrului. , unde temperatura este destul de ridicată. Timpul de ardere a hidrogenului variază de la ~ 10 10 ani pentru până la ani pentru . Timpul tuturor etapelor ulterioare ale arderii nucleare nu depășește 10% din timpul arderii hidrogenului, prin urmare stelele în stadiul de ardere a hidrogenului se formează pe G.-R.D. regiune dens populată - (GP). În stelele cu o temperatură în centru care nu atinge niciodată valorile necesare arderii hidrogenului, ele se micșorează la infinit, transformându-se în pitici „negri”. Epuizarea hidrogenului duce la o creștere a mediei. greutatea moleculară a substanței de bază și, prin urmare, pentru a menține hidrostatică. echilibru, presiunea din centru trebuie să crească, ceea ce presupune o creștere a temperaturii în centru și a gradientului de temperatură de-a lungul stelei și, în consecință, a luminozității. O creștere a luminozității rezultă și din scăderea opacității materiei odată cu creșterea temperaturii. Miezul se contractă pentru a menține condițiile de eliberare a energiei nucleare cu o scădere a conținutului de hidrogen, iar carcasa se extinde datorită necesității de a transfera fluxul de energie crescut din miez. Pe G.-R.d. steaua se deplasează în dreapta NGP. O scădere a opacității duce la moartea nucleelor ​​convective în toate stelele, cu excepția celor mai masive. Rata de evoluție a stelelor masive este cea mai mare și sunt primele care părăsesc MS. Durata de viață pe MS este pentru stele cu cca. 10 milioane de ani, de la cca. 70 de milioane de ani, iar de la cca. 10 miliarde de ani.

Când conținutul de hidrogen din miez scade la 1%, expansiunea învelișurilor stelelor cu align="absmiddle" width="66" height="17"> este înlocuită cu o contracție generală a stelei necesară pentru a menține eliberarea de energie. . Comprimarea carcasei determină încălzirea hidrogenului în stratul adiacent miezului de heliu la temperatura arderii sale termonucleare și apare o sursă de eliberare a stratului de energie. În stelele cu masă , în care aceasta depinde mai puțin de temperatură și regiunea de eliberare a energiei nu este atât de puternic concentrată spre centru, nu există o etapă de compresie generală.

E.z. după arderea hidrogenului depinde de masa lor. Cel mai important factor care influențează cursul evoluției stelelor cu masă. degenerarea gazului de electroni la densități mari. Datorită densității mari, numărul de stări cuantice cu energie scăzută este limitat datorită principiului Pauli și electronii umplu nivelurile cuantice cu energie mare, depășind semnificativ energia mișcării lor termice. Cea mai importantă caracteristică a unui gaz degenerat este presiunea acestuia p depinde numai de densitate: pentru degenerescenta non-relativista si pentru degenerescenta relativista. Presiunea gazului a electronilor este mult mai mare decât presiunea ionilor. Aceasta urmează ceea ce este fundamental pentru E.Z. concluzie: deoarece forța gravitațională care acționează asupra unei unități de volum a unui gaz relativ degenerat depinde de densitate în același mod ca și gradientul de presiune, trebuie să existe o masă limită (vezi), astfel încât la align="absmiddle" width="66 " înălțime ="15"> presiunea electronilor nu poate contracara gravitația și începe compresia. Limitați greutatea align="absmiddle" width="139" height="17">. Limita regiunii în care gazul de electroni este degenerat este prezentată în Fig. 3. În stelele cu masă mică, degenerescența joacă deja un rol vizibil în procesul de formare a nucleelor ​​de heliu.

Al doilea factor care determină E.z. în etapele ulterioare, acestea sunt pierderi de energie neutrino. În adâncul stelelor T~10 8 K principal. un rol în naștere îl au: procesul fotoneutrino, dezintegrarea cuantelor de oscilație a plasmei (plasmonii) în perechi neutrino-antineutrino (), anihilarea perechilor electron-pozitroni () și (vezi). Cea mai importantă caracteristică a neutrinilor este că materia stelei este aproape transparentă pentru ei, iar neutrinii transportă în mod liber energia departe de stea.

Miezul de heliu, în care încă nu au apărut condițiile pentru arderea heliului, este comprimat. Temperatura din sursa stratificată adiacentă miezului crește, iar viteza de ardere a hidrogenului crește. Necesitatea de a transfera un flux de energie crescut duce la extinderea carcasei, pentru care o parte din energie este irosită. Întrucât luminozitatea stelei nu se modifică, temperatura suprafeței sale scade, iar pe G.-R.D. steaua se deplasează în regiunea ocupată de giganți roșii.Timpul de restructurare al stelei este cu două ordine de mărime mai mic decât timpul necesar pentru arderea hidrogenului în miez, așa că există puține stele între banda MS și regiunea supergiganților roșii. . Odată cu scăderea temperaturii cochiliei, transparența acesteia crește, drept urmare apare un aspect exterior. zona convectivă și luminozitatea stelei crește.

Îndepărtarea energiei din miez prin conductibilitatea termică a electronilor degenerați și pierderile de neutrini în stele întârzie momentul arderii heliului. Temperatura începe să crească vizibil doar atunci când miezul devine aproape izoterm. Arderea a 4 El determină E.Z. din momentul în care eliberarea de energie depăşeşte pierderea de energie prin conductivitate termică şi radiaţie neutrină. Aceeași condiție se aplică arderii tuturor tipurilor ulterioare de combustibil nuclear.

O caracteristică remarcabilă a nucleelor ​​stelare formate din gaz degenerat, răcit de neutrini, este „convergența” - convergența pistelor, care caracterizează relația dintre densitate și temperatură. Tcîn centrul stelei (Fig. 3). Viteza de eliberare a energiei în timpul comprimării miezului este determinată de rata de adăugare a materiei la acesta printr-o sursă de strat și depinde numai de masa miezului pentru un anumit tip de combustibil. Un echilibru de intrare și ieșire de energie trebuie menținut în miez, prin urmare aceeași distribuție a temperaturii și a densității se stabilește în nucleele stelelor. În momentul în care 4 He se aprinde, masa nucleului depinde de conținutul de elemente grele. În nucleele de gaz degenerat, arderea lui 4 El are caracterul unei explozii termice, deoarece energia eliberată în timpul arderii merge la creșterea energiei mișcării termice a electronilor, dar presiunea rămâne aproape neschimbată odată cu creșterea temperaturii până când energia termică a electronilor este egală cu energia gazului degenerat al electronilor. Apoi degenerarea este îndepărtată și miezul se extinde rapid - are loc o fulgerare de heliu. Ecranele de heliu sunt probabil însoțite de pierderea materiei stelare. În , unde stelele masive au terminat de mult evoluția și giganții roșii au mase, stelele aflate în stadiul de ardere a heliului se află pe ramura orizontală a G.-R.D.

În nucleele de heliu ale stelelor cu align="absmiddle" width="90" height="17"> gazul nu este degenerat, 4 El se aprinde în liniște, dar nucleele se extind și datorită creșterii Tc. În cele mai masive stele, arderea lui 4 He are loc chiar și atunci când sunt active. supergiganți albaștri. Expansiunea miezului duce la o scădere Tîn regiunea sursei stratului de hidrogen, iar luminozitatea stelei după izbucnirea heliului scade. Pentru a menține echilibrul termic, coaja se contractă, iar steaua părăsește regiunea supergiganților roșii. Când 4 He din miez este epuizat, compresia miezului și expansiunea cochiliei reîncep, steaua devine din nou o supergigantă roșie. Se formează o sursă de ardere stratificată de 4 He, care domină eliberarea de energie. Extern apare din nou. zona convectiva. Pe măsură ce heliul și hidrogenul se ard, grosimea surselor de strat scade. Un strat subțire de ardere a heliului se dovedește a fi instabil din punct de vedere termic, deoarece cu o sensibilitate foarte puternică a eliberării energiei la temperatură (), conductivitatea termică a substanței este insuficientă pentru a stinge perturbările termice din stratul de ardere. În timpul focarelor termice, în strat are loc convecția. Dacă pătrunde în straturi bogate în hidrogen, atunci ca urmare a unui proces lent ( s-procesează, vezi) se sintetizează elemente cu mase atomice de la 22 Ne la 209 B.

Presiunea radiațiilor asupra prafului și a moleculelor formate în învelișurile reci și extinse ale supergiganților roșii duce la pierderea continuă de materie cu o rată de până la un an. Pierderea continuă de masă poate fi completată cu pierderi cauzate de instabilitatea arderii stratului sau de pulsații, care pot duce la eliberarea unuia sau mai multor. scoici. Când cantitatea de substanță deasupra miezului de carbon-oxigen devine mai mică decât o anumită limită, carcasa este forțată să se comprima pentru a menține temperatura în straturile de ardere până când compresia este capabilă să mențină arderea; stea pe G.-R.D. se deplasează aproape orizontal spre stânga. În această etapă, instabilitatea straturilor de ardere poate duce și la extinderea carcasei și la pierderea de materie. În timp ce steaua este suficient de fierbinte, este observată ca un nucleu cu unul sau mai multe. scoici. Când sursele de strat se deplasează spre suprafața stelei atât de mult încât temperatura din ele devine mai mică decât cea necesară arderii nucleare, steaua se răcește, transformându-se într-o pitică albă cu , radiind din cauza consumului de energie termică a componentei ionice a materia sa. Timpul caracteristic de răcire al piticelor albe este de ~ 10 9 ani. Limita inferioară a maselor de stele singure care se transformă în pitice albe este neclară, este estimată la 3-6. În stele c, gazul de electroni degenerează în stadiul de creștere a nucleelor ​​stelare carbon-oxigen (C,O-). Ca și în nucleele de heliu ale stelelor, din cauza pierderilor de energie neutrină, are loc o „convergență” a condițiilor în centru și în momentul arderii carbonului în nucleul C,O. Arderea a 12 C în astfel de condiții are cel mai probabil natura unei explozii și duce la distrugerea completă a stelei. Distrugerea completă poate să nu aibă loc dacă . O astfel de densitate este realizabilă atunci când rata de creștere a miezului este determinată de acumularea de materie satelit într-un sistem binar apropiat.

Studierea evoluției stelelor este imposibilă prin observarea unei singure stele - multe schimbări în stele apar prea încet pentru a fi observate chiar și după multe secole. Prin urmare, oamenii de știință studiază multe stele, fiecare dintre ele se află într-un anumit stadiu al ciclului său de viață. În ultimele decenii, modelarea structurii stelelor folosind tehnologia computerizată a devenit larg răspândită în astrofizică.

YouTube enciclopedic

1 / 5

✪ Stele și evoluția stelară (povestite de astrofizicianul Serghei Popov)

✪ Stele și evoluția stelară (povestit de Sergey Popov și Ilgonis Vilks)

✪ Evoluția stelelor. Evoluția unui gigant albastru în 3 minute

✪ Surdin V.G. Evoluția stelară partea 1

✪ S. A. Lamzin - „Evoluția stelară”

Subtitrări

Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor

Stele tinere

Procesul de formare a stelelor poate fi descris într-un mod unitar, dar etapele ulterioare ale evoluției unei stele depind aproape în întregime de masa acesteia și doar la sfârșitul evoluției stelei poate juca un rol compoziția sa chimică.

Stele tinere de masă mică

Stele tinere de masă mică (până la trei mase solare) [ ], care se apropie de secvența principală, sunt complet convective - procesul de convecție acoperă întreg corpul stelei. Acestea sunt în esență protostele, în centrele cărora reacțiile nucleare abia încep și toate radiațiile apar în principal din cauza compresiei gravitaționale. Până la stabilirea echilibrului hidrostatic, luminozitatea stelei scade la o temperatură efectivă constantă. Pe diagrama Hertzsprung-Russell, astfel de stele formează o cale aproape verticală numită calea Hayashi. Pe măsură ce compresia încetinește, tânăra vedetă se apropie de secvența principală. Obiectele de acest tip sunt asociate cu stelele T Tauri.

În acest moment, pentru stelele cu o masă mai mare de 0,8 mase solare, nucleul devine transparent la radiații, iar transferul de energie radiativă în nucleu devine predominant, deoarece convecția este din ce în ce mai împiedicată de compactarea tot mai mare a materiei stelare. În straturile exterioare ale corpului stelei predomină transferul de energie convectivă.

Nu se știe cu certitudine ce caracteristici au stelele cu masă mai mică în momentul în care intră în secvența principală, deoarece timpul petrecut în categoria tânără depășește vârsta Universului. ] . Toate ideile despre evoluția acestor stele se bazează doar pe calcule numerice și modelări matematice.

Pe măsură ce steaua se contractă, presiunea gazului electron degenerat începe să crească și când se atinge o anumită rază a stelei, compresia se oprește, ceea ce duce la oprirea creșterii în continuare a temperaturii în miezul stelei cauzată de compresie, iar apoi la scăderea acesteia. Pentru stelele mai mici de 0,0767 mase solare, acest lucru nu se întâmplă: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu este niciodată suficientă pentru a echilibra presiunea internă și compresia gravitațională. Astfel de „stele subterane” emit mai multă energie decât este produsă în timpul reacțiilor termonucleare și sunt clasificate ca așa-numitele pitice brune. Soarta lor este comprimarea constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi răcirea treptată cu încetarea tuturor reacțiilor termonucleare care au început.

Stele tinere de masă intermediară

Stele tinere de masă intermediară (de la 2 la 8 mase solare) [ ] evoluează calitativ exact în același mod ca și surorile și frații lor mai mici, cu excepția faptului că nu au zone convective până la secvența principală.

Obiectele de acest tip sunt asociate cu așa-numitele. Ae\Be Stele mari cu variabile neregulate din clasa spectrală B-F0. Ele prezintă, de asemenea, discuri și jeturi bipolare. Rata de ieșire a materiei de la suprafață, luminozitatea și temperatura efectivă sunt semnificativ mai mari decât pentru T Taur, astfel încât acestea încălzesc și dispersează efectiv rămășițele norului protostelar.

Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare

Stelele cu astfel de mase au deja caracteristicile stelelor normale, deoarece au trecut prin toate etapele intermediare și au fost capabile să atingă o astfel de rată de reacții nucleare care a compensat energia pierdută prin radiație în timp ce masa acumulată pentru a atinge echilibrul hidrostatic al miezului. Pentru aceste stele, fluxul de masă și luminozitate sunt atât de mari încât nu numai că opresc colapsul gravitațional al regiunilor exterioare ale norului molecular care nu au devenit încă parte a stelei, ci, dimpotrivă, le dispersează. Astfel, masa stelei rezultate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, aceasta explică absența în galaxia noastră a stelelor cu o masă mai mare de aproximativ 300 de mase solare.

Ciclul mijlociu al unei stele

Stelele vin într-o mare varietate de culori și dimensiuni. După tipul spectral, acestea variază de la albastru fierbinte la roșu rece și după masă - de la 0,0767 la aproximativ 300 de mase solare, conform ultimelor estimări. Luminozitatea și culoarea unei stele depind de temperatura suprafeței acesteia, care la rândul ei este determinată de masa sa. Toate stelele noi „își iau locul” în secvența principală în funcție de compoziția lor chimică și de masă. Desigur, nu vorbim despre mișcarea fizică a stelei - doar despre poziția sa pe diagrama indicată, în funcție de parametrii stelei. De fapt, mișcarea unei stele de-a lungul diagramei corespunde doar unei modificări a parametrilor stelei.

„Arderea” termonucleară a materiei, reluată la un nou nivel, provoacă o expansiune monstruoasă a stelei. Steaua „se umflă”, devenind foarte „slăbită”, iar dimensiunea ei crește de aproximativ 100 de ori. Deci, steaua devine o gigantă roșie, iar faza de ardere a heliului durează aproximativ câteva milioane de ani. Aproape toate giganții roșii sunt stele variabile.

Etape finale ale evoluției stelare

Stele vechi cu masă mică

În prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după ce cantitatea de hidrogen din nucleele lor este epuizată. Întrucât vârsta Universului este de 13,7 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient pentru a epuiza rezerva de combustibil cu hidrogen în astfel de stele, teoriile moderne se bazează pe simulări computerizate ale proceselor care au loc în astfel de stele.

Unele stele pot sintetiza heliu doar în anumite zone active, provocând instabilitate și vânturi stelare puternice. În acest caz, formarea unei nebuloase planetare nu are loc, iar steaua doar se evaporă, devenind chiar mai mică decât o pitică maro [ ] .

O stea cu o masă mai mică de 0,5 solar nu este capabilă să transforme heliul chiar și după ce reacțiile care implică hidrogen se opresc în miezul său - masa unei astfel de stele este prea mică pentru a oferi o nouă fază de compresie gravitațională într-un grad suficient pentru a „aprinde” heliu Astfel de stele includ piticele roșii, cum ar fi Proxima Centauri, al căror timp de rezidență pe secvența principală variază de la zeci de miliarde la zeci de trilioane de ani. După încetarea reacțiilor termonucleare în nucleele lor, acestea, răcindu-se treptat, vor continua să emită slab în intervalele de infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.

Stele de dimensiuni medii

La atingere o stea de dimensiuni medii (de la 0,4 la 3,4 mase solare) [ ] din faza gigantului roșu, hidrogenul se scurge în miezul său și încep reacțiile de sinteză a carbonului din heliu. Acest proces are loc la temperaturi mai ridicate și, prin urmare, fluxul de energie din miez crește și, ca urmare, straturile exterioare ale stelei încep să se extindă. Începutul sintezei carbonului marchează o nouă etapă în viața unei stele și continuă de ceva timp. Pentru o stea de dimensiuni similare cu Soarele, acest proces poate dura aproximativ un miliard de ani.

Modificările cantității de energie emisă fac ca steaua să treacă prin perioade de instabilitate, inclusiv modificări ale dimensiunii, temperaturii suprafeței și eliberării de energie. Ieșirea de energie se deplasează către radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de creșterea pierderii de masă din cauza vântului stelar puternic și a pulsațiilor intense. Stelele din această fază sunt numite „stele de tip târziu” (de asemenea, „stele retrase”), stele OH -IR sau stele asemănătoare Mira, în funcție de caracteristicile lor exacte. Gazul ejectat este relativ bogat în elemente grele produse în interiorul stelei, cum ar fi oxigenul și carbonul. Gazul formează o înveliș în expansiune și se răcește pe măsură ce se îndepărtează de stea, permițând formarea de particule și molecule de praf. Cu radiații infraroșii puternice de la steaua sursă, în astfel de învelișuri se formează condiții ideale pentru activarea maserelor cosmice.

Reacțiile de combustie termonucleară ale heliului sunt foarte sensibile la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Apar pulsații puternice, care, ca rezultat, conferă suficientă accelerație straturilor exterioare pentru a fi aruncate și transformate într-o nebuloasă planetară. În centrul unei astfel de nebuloase rămâne nucleul gol al stelei, în care reacțiile termonucleare se opresc și, pe măsură ce se răcește, se transformă într-o pitică albă de heliu, având de obicei o masă de până la 0,5-0,6 mase solare și un diametru. de ordinul diametrului Pământului.

Marea majoritate a stelelor, inclusiv Soarele, își finalizează evoluția contractându-se până când presiunea electronilor degenerați echilibrează gravitația. În această stare, când dimensiunea stelei scade de o sută de ori, iar densitatea devine de un milion de ori mai mare decât densitatea apei, steaua este numită pitică albă. Este lipsit de surse de energie și, răcindu-se treptat, devine o pitică neagră invizibilă.

În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate opri comprimarea ulterioară a nucleului, iar electronii încep să fie „presați” în nuclee atomice, ceea ce transformă protonii în neutroni, între care nu există forțe de repulsie electrostatică. Această neutronizare a materiei duce la faptul că dimensiunea stelei, care acum este, de fapt, un nucleu atomic imens, este măsurată pe câțiva kilometri, iar densitatea este de 100 de milioane de ori mai mare decât densitatea apei. Un astfel de obiect se numește stea neutronică; echilibrul său este menținut prin presiunea materiei neutronice degenerate.

Stele supermasive

După ce o stea cu o masă mai mare de cinci mase solare intră în stadiul de supergigantă roșie, miezul său începe să se micșoreze sub influența gravitației. Pe măsură ce compresia continuă, temperatura și densitatea cresc și începe o nouă secvență de reacții termonucleare. În astfel de reacții se sintetizează elemente din ce în ce mai grele: heliu, carbon, oxigen, siliciu și fier, care limitează temporar prăbușirea miezului.

Ca urmare, pe măsură ce se formează elemente din ce în ce mai grele ale tabelului periodic, fierul-56 este sintetizat din siliciu. În această etapă, fuziunea termonucleară exotermă suplimentară devine imposibilă, deoarece nucleul de fier-56 are un defect de masă maximă și formarea de nuclee mai grele cu eliberarea de energie este imposibilă. Prin urmare, atunci când nucleul de fier al unei stele atinge o anumită dimensiune, presiunea din el nu mai este capabilă să reziste la greutatea straturilor de deasupra stelei și se produce prăbușirea imediată a nucleului odată cu neutronizarea materiei sale.

Ce se întâmplă în continuare nu este încă complet clar, dar, în orice caz, procesele care au loc în câteva secunde duc la o explozie de supernovă de o putere incredibilă.

Jeturile puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ împing în afară o mare parte din materialul acumulat de stele. [ ] - așa-numitele elemente de ședere, inclusiv elemente de fier și mai ușoare. Materia care explodează este bombardată de neutroni care scapă din miezul stelar, captându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv radioactive, până la uraniu (și poate chiar californiu). Astfel, exploziile de supernove explică prezența unor elemente mai grele decât fierul în materia interstelară, dar aceasta nu este singura modalitate posibilă de formare a acestora, ceea ce, de exemplu, este demonstrat de stelele de tehnețiu.

Val de explozie și jeturile de neutrini transportă materia departe de steaua pe moarte [ ] în spațiul interstelar. Ulterior, pe măsură ce se răcește și se mișcă prin spațiu, acest material de supernova se poate ciocni cu alte „salvari” cosmice și, eventual, poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți.

Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate și, până acum, nu există claritate cu privire la această problemă. De asemenea, este discutabil ce rămâne de fapt din steaua originală. Cu toate acestea, sunt luate în considerare două opțiuni: stele neutronice și găuri negre.

Stele neutronice

Se știe că în unele supernove, gravitația puternică în adâncurile supergigantului forțează ca electronii să fie absorbiți de nucleul atomic, unde se contopesc cu protonii pentru a forma neutroni. Acest proces se numește neutronizare. Forțele electromagnetice care separă nucleele din apropiere dispar. Miezul stelei este acum o minge densă de nuclee atomice și neutroni individuali.

Astfel de stele, cunoscute sub numele de stele neutronice, sunt extrem de mici - nu mai mult de dimensiunea unui oraș mare - și au o densitate inimaginabil de mare. Perioada lor orbitală devine extrem de scurtă pe măsură ce dimensiunea stelei scade (datorită conservării momentului unghiular). Unele stele neutronice se rotesc de 600 de ori pe secundă. Pentru unele dintre ele, unghiul dintre vectorul de radiație și axa de rotație poate fi astfel încât Pământul să cadă în conul format de această radiație; în acest caz, este posibil să se detecteze un impuls de radiație care se repetă la intervale egale cu perioada orbitală a stelei. Astfel de stele neutronice au fost numite „pulsari” și au devenit primele stele cu neutroni care au fost descoperite.

Găuri negre

Nu toate stelele, după ce trec prin faza de explozie a supernovei, devin stele neutronice. Dacă steaua are o masă suficient de mare, atunci prăbușirea unei astfel de stele va continua, iar neutronii înșiși vor începe să cadă în interior până când raza sa devine mai mică decât raza Schwarzschild. După aceasta, steaua devine o gaură neagră.

Existența găurilor negre a fost prezisă de teoria generală a relativității. Conform acestei teorii,

Evoluția stelelor de diferite mase

Astronomii nu pot observa viața unei stele de la început până la sfârșit, deoarece chiar și cele mai scurte stele există de milioane de ani - mai mult decât viața întregii omeniri. Modificări ale caracteristicilor fizice și compoziției chimice a stelelor de-a lungul timpului, de ex. Astronomii studiază evoluția stelară comparând caracteristicile multor stele în diferite stadii de evoluție.

Modelele fizice care leagă caracteristicile observate ale stelelor sunt reflectate în diagrama culoare-luminozitate - diagrama Hertzsprung - Russell, pe care stelele formează grupuri separate - secvențe: secvența principală de stele, secvențe de supergiganți, giganți strălucitori și slabi, subgiganți, subpitici și pitici albi.

Pentru cea mai mare parte a vieții sale, orice stea se află pe așa-numita secvență principală a diagramei culoare-luminozitate. Toate celelalte etape ale evoluției stelei înainte de formarea unei rămășițe compacte durează nu mai mult de 10% din acest timp. Acesta este motivul pentru care majoritatea stelelor observate în galaxia noastră sunt modeste pitice roșii cu masa Soarelui sau mai mică. Secvența principală conține aproximativ 90% din toate stelele observate.

Durata de viață a unei stele și în ce se transformă la sfârșitul vieții sale este în întregime determinată de masa ei. Stelele cu mase mai mari decât Soarele trăiesc mult mai puțin decât Soarele, iar durata de viață a celor mai masive stele este de doar milioane de ani. Pentru marea majoritate a stelelor, durata de viață este de aproximativ 15 miliarde de ani. După ce o stea își epuizează sursele de energie, începe să se răcească și să se contracte. Produsul final al evoluției stelare sunt obiecte compacte, masive, a căror densitate este de multe ori mai mare decât cea a stelelor obișnuite.

Stele de mase diferite ajung în una din cele trei stări: pitice albe, stele neutronice sau găuri negre. Dacă masa stelei este mică, atunci forțele gravitaționale sunt relativ slabe și compresia stelei (colapsul gravitațional) se oprește. Trece la o stare stabilă de pitică albă. Dacă masa depășește o valoare critică, compresia continuă. La densități foarte mari, electronii se combină cu protonii pentru a forma neutroni. În curând, aproape întreaga stea constă numai din neutroni și are o densitate atât de enormă încât masa stelară uriașă este concentrată într-o minge foarte mică cu o rază de câțiva kilometri și compresia se oprește - se formează o stea neutronică. Dacă masa stelei este atât de mare încât chiar și formarea unei stele neutronice nu va opri colapsul gravitațional, atunci etapa finală a evoluției stelei va fi o gaură neagră.