Звезда начинает свое существование как сжимающийся под действием собственного тяготения сгусток вещества. В ходе сжатия вещество нагревается, и в нем возрастает давление, которое вскоре начинает препятствовать этому сжатию. Постепенно давление останавливает сжатие и в сгущении достигается равновесие, баланс обеих сил — силы тяготения, стремящейся и далее сжимать вещество, и силы давления, действующей против сжатия. Но еще до остановки сжатия давление, температура и плотность в самой внутренней, центральной области сгустка достигают столь высоких значений, что там «зажигаются» термоядерные реакции. Они служат источником энергии, благодаря которой поддерживается высокая температура и высокое давление в звездных недрах. Эта энергия питает излучение звезды. Солнце — это газовый шар, находящийся в равновесии под действием сил тяготения и давления. В его недрах давление составляет 10″ Па, температура —15 миллионов градусов, плотность — 105 кг/м3. Там идет реакция превращения ядер водорода в ядра гелия. За счет этого Солнце излучает ежесекундно 4-102″ Дж энергии. Оно может светить еще не менее 10 млрд., лет, пока водород в его недрах не превратится в гелий. Энергия, излучаемая в единицу времени, называется светимостью звезды. Светимость Солнца, Lo=4-102e Вт, не очень высока, поэтому оно считается звездой-карликом. Встречаются звезды-гиганты, светимость которых в десятки тысяч раз больше. Эти звезды имеют массы, иногда в десятки раз превосходящие массу Солнца. Вообще же звезды не слишком сильно отличаются друг от друга по массе: самые крупные из известных звезд имеют массу около 50 Мв, а самые малые — около 0, 01 Мв. Различие светимостей гораздо сильнее: от A0~3—10~4)Z/o у звезд, называемых белыми карликами), до A04—105)Lo у звезд-гигантов и сверхгигантов. Чем больше звезда, тем ярче она светит; при этом зависимость светимости звезды от массы, как видно из приведенных данных, более сильная, чем по закону прямой пропорциональности. Для звезд, в три и более раз превосходящих по массе Солнце, светимость пропорциональна кубу массы. Так как запасы ядерной энергии определяются содержанием водорода в звезде, т. е. фактически ее массой, то время исчерпания запасов ядерного горючего обратно пропорционально квадрату массы звезды. Если, например, звезда имеет массу 30Д/о, то ее основное горючее — водород — будет израсходовано за 10 миллионов лет. После исчерпания водорода центральная область звезды сжимается, температура и плотность в ней повышаются, и по этой причине становятся возможными ядерные реакции превращения гелия в углерод, а затем и дальнейшие реакции с образованием все более сложных ядер. Вместе с тем оказывается возможным и горение водорода в” слое, окружающем центральную область. Все это приводит к существенной перестройке внутренней структуры звезды. На этих поздних стадиях своей эволюции звезда разбухает, ее внешние слои расширяются, тогда как центральная область, ядро звезды, продолжает постепенно сжиматься. Поверхностные слои могут отделиться от плотного ядра и образовать вокруг него газовое облако (туманность). Что же касается ядра), то рано или поздно ядерные источники анергии окажутся в нем исчерпанными. Ядро звезды, не питаемое больше энергией, начинает охлаждаться, Давление в нем падает, и вскоре сила давления оказывается уже недостаточной для противодействия собственной тяжести звездного вещества. Ядро испытывает дальнейшее быстрое сжатие, итогом которого — в зависимости от его массы — может быть одно из трех новых состояний. 1. Белый карлик. Если масса ядра не превышает 1, 4 Л/в, то сжатие его останавливается, когда средняя плотность вещества достигает значения ~109 кг/м3. Возникает белый карлик — звезда размером с Землю и светимостью от ~10~3 Le и ниже. Она светит за счет остатка своей тепловой энергии. Постепенно остывая, белый карлик может светить еще многие миллиарды лет. Предельную массу белого карлика рассчитал в 30-е годы американский астрофизик С. Чандрасекар. Белые карлики и газовые оболочки вокруг них (эти оболочки называют планетарными туманностями — когда-то думали, что там идет обра