Что такое звезда: как рождаются и угасают звезды?

Изучение Солнечной системы

Долгое время человечество было убеждено, что все звёзды и планеты вращаются вокруг Земли. Система мира с неподвижной Землёй в центре была разработана греческим учёным Птолемеем во 2 веке до нашей эры и просуществовала более полутора тысяч лет.

В 1453 году польский астроном Николай Коперник доказал, что Земля, как и другие планеты (на тот момент их было известно шесть), вращаются вокруг Солнца. Однако вплоть до XVII века церковь считала это учение ересью и боролась с его последователями.

Одним из них был итальянский монах Джордано Бруно. В 1584 году он опубликовал исследование, в котором утверждал, что Вселенная бесконечна, а Солнце подобно остальным звёздам, просто находится гораздо ближе к Земле. Бруно был схвачен инквизицией и приговорён к сожжению на костре как еретик.

Другим последователем Коперника стал итальянский учёный Галилео Галилей. Он создал первый телескоп, который позволил увидеть кратеры Луны, пятна на Солнце, открыть четыре спутника Юпитера и установить, что планеты вращаются вокруг своей оси. Чтобы не повторить судьбу Бруно, Галилей был вынужден отречься от своих идей.

В XVII веке немецкий астроном Иоганн Кеплер открыл законы движения планет — ему удалось установить связь между скоростью вращения планеты и её расстоянием от Солнца. Его идеи воспринял знаменитый английский физик Исаак Ньютон, создатель теории всемирного тяготения.

В XVIII—XIX веках открытия в области оптики позволили создать более мощные телескопы, которые позволили учёным узнать больше о солнечной системе. Были открыты планеты Уран и Нептун.

В 1951 году Советский Союз вывел на орбиту Земли первый искусственный спутник. С этого момента началась Космическая эра — эпоха практического изучения солнечной системы.

В 1961 году Юрий Гагарин стал первым человеком, побывавшем в космосе, а в 1969 году космический корабль «Аполлон-11» доставил людей на Луну.

В 1970-х годах Советский Союз и США запустили несколько десятков аппаратов для исследования Марса, Венеры и Меркурия, а запущенные в 1980-х аппараты «Вояджер-1» и «Вояджер-2» позволили получить данные о дальних планетах — Юпитере, Сатурне, Уране, Нептуне и их спутниках. Большую роль в изучении солнечной системы сыграл вывод на орбиту Земли космического телескопа «Хаббл» в 1990 году.

В нынешнем десятилетии космические агентства разных стран планируют пилотируемый полёт на Марс. Экспедиция на другую планету станет величайшим событием в истории освоения солнечной системы. И всё же пока человечество находится в самом начале пути изучения космоса.

Как происходит эволюция звёзд на последнем этапе

Конечно, спустя какое-то время, запасы гелия иссякнут. И он начнёт сгорать в слоевом источнике около ядра. Которое, в свою очередь, будет сжиматься и нагреваться. В это время водородная оболочка, наоборот, расширяется и остывает. Таким образом звезда трансформируется из красного карлика в сверхгигант.

На следующем этапе своей жизни в центрах звезд с массой от 0.5 до 8 солнечных масс образуется углеродно-кислородное ядро, наполненное вырожденным газом. Собственно, вот и сформировался белый карлик. Но его оболочка всё продолжает расширяться и, наконец, она отделяется от светила.

Более того, уже отделившаяся оболочка не прекращает увеличиваться и, в конце концов, превращается в планетарную туманность. А звезда, как уже было сказано, остаётся белым карликом с вырожденным газом.

Планетарная туманность Глаз Бога

Жизнь светил с высокой массой

Эволюция светил с высокой массой (от 8 до 10 солнечных) происходит по тому же сценарию, как и со средней. Но у них не успевает образоваться углеродно-кислородное ядро. Потому как оно сжимается и вырождается, а лишь затем начинает гореть углерод.И вместо гелиевой вспышки происходит углеродная. Её также называют углеродной детонацией.

Иногда подобная детонация приводит к взрыву звезды как сверхновой. А иногда светило эволюционирует в неё без взрыва (при увеличении температуры в недрах газ может не вырождаться) и продолжает свою жизнь.

Во Вселенной есть очень массивные звёзды (около 10 солнечных масс). В результате того, что они очень горячие, внутри их ядра гелий начинает гореть, а они не успевают достигнуть стадии красного гиганта. Под действием различных факторов и процессов такие светила вырабатывают тяжёлые элементы.

Таким образом происходит ядерный коллапс (разрушение), которое в зависимости от ядерной массы может сформировать либо нейтронную звезду, либо даже чёрную дыру.

Эволюция звёзд

Можно сказать, что рождение и эволюция звезд начинается в результате ядерных реакций. А также заканчивается, когда они прекращаются.

Конечно, развитие и длительность жизни звёзд разная, так как процессы в них протекают по-разному. Более того, конечные стадии их эволюции также отличаются. Да, есть определённые закономерности, но будущее неизвестно никому. Ведь, например, при расширении одного светила, оно может зацепить другое. Почему бы нет? Наверное, вы поняли, что большую роль играет масса тела и процессы, в нём протекающие.

В любом случае, происхождение таких различных между собой космических объектов, таких красивейших и прекрасных, является одним из чудес Вселенной. А их бесчисленное множество, участие в образовании других, не менее восхитительных объектов, играет огромную роль в развитии нашего космоса.

ТОП самых больших в мире звезд

Звезды – это огромные шары горящей плазмы. Тем не менее, все, кроме Солнца, выглядят как крошечные точки света на небе. Наше Солнце не самая большая или самая маленькая звезда во Вселенной.

Оно называется желтый карлик. Оно намного больше, чем все планеты вместе взятые, но даже не среднего размера по меркам всех звезд. Их много гораздо массивнее и больше Солнца. Некоторые больше, потому что они развивались таким образом с момента их образования. Другие больше, потому что они стареют и расширяются с возрастом.

UY Щита

Ярко-красная супергигантская звезда, которая находится в созвездии Щита и в настоящее время считается самой большой звездой в галактике Млечный Путь.

Немецкие астрономы первоначально обнаружили эту звезду в Боннской обсерватории в 1860 году, но только когда астрономы наблюдали UY Щита через телескоп в пустыне Атакама в Чили в 2012 году, истинный размер звезды стал хорошо задокументирован.

После этого открытия UY Щита был официально назван самой большой известной звездой в галактике, превосходя прежних рекордсменов, таких как Бетельгейзе и VY Большого Пса.

Если бы UY Щита поменяется местами с нашим Солнцем, то звезда поглотила бы всю орбиту Юпитера, поглотив Солнце, первые пять планет нашей Солнечной системы и пояс астероидов.

Бетельгейзе

Известно, что Бетельгейзе легко увидеть в ночном небе Земли с октября по март. Известно, что у него радиус в тысячу раз больше радиуса нашего Солнца, и он является самым известным из красных сверхгигантов. Частично это связано с тем фактом, что Бетельгейзе находится на расстоянии примерно 640 световых лет от Земли по сравнению с другими звездами в этом списке.

Кроме того, он находится, пожалуй, в самом известном из всех созвездий, Орион. Эта массивная звезда находится где-то между 950 и 1200 солнечными радиусами и, как ожидается, в любое время превратится в сверхновую.

VY Большого Пса

Этот красный гипергигант – одна из самых больших известных звезд в нашей галактике. Предполагаемый радиус от 1800 до 2100 раз больше радиуса Солнца.

VV Цефея

Эта звезда расположена в направлении созвездия Цефея, примерно в 6000 световых лет от Земли. Это красная гипергигантная звезда, примерно в тысячу раз превышающая радиус Солнца.

На самом деле это часть двойной звездной системы; его спутник – маленькая голубая звезда. Два орбиты друг друга в сложном танце. На этой звезде не было обнаружено никаких планет. А в названии звезды присвоено самой большой из пары, и теперь она известна как одна из самых больших таких звезд в Млечном Пути.

Мю Цефея

Этот красный супергигант примерно в 1650 раз больше радиуса нашего Солнца. Это также одна из самых ярких звезд в галактике Млечный Путь, яркость Солнца в которой в 38 000 раз больше.

У этого также есть прозвище «Звезда Граната Гершеля» из-за его довольно красноватого цвета.

V838 Единорога

Эта красная переменная звезда, расположенная в направлении созвездия Единорога, находится на расстоянии около 20000 световых лет от Земли. Из-за удаленности от Солнца ее фактический размер трудно определить.

Кроме того, он пульсирует в размерах, и после его последней вспышки в 2009 году его видимый размер был меньше. Поэтому диапазон обычно дается от 380 до 1970 солнечных радиусов.

V354 Цефея

Этот красный гипергигант, немного меньший, чем WOH G64, имеет 1520 радиусов Солнца. V354 Цефея находится в созвездии Цефея, на расстоянии около 9000 световых лет от Земли. Это нерегулярная переменная, что означает, что она пульсирует по несколько ошибочному графику.

RW Цефея

Эта звезда может показаться не такой уж большой в своем районе, но в нашей галактике или поблизости не так много других, которые могли бы соперничать с ней.

Радиус этого красного супергиганта составляет около 1600 солнечных радиусов. Если бы оно было на месте нашего Солнца, его внешняя атмосфера простиралась бы за орбиту Юпитера.

KY Лебедя

Звезда в 1420 раз больше радиуса Солнца, но по некоторым оценкам он больше похож на 2850 радиусов Солнца. Это, вероятно, ближе к меньшему размеру.

Он расположен примерно в 5000 световых лет от Земли в созвездии Лебедя. К сожалению, в настоящее время для этой звезды нет хорошего изображения.

Рождение звезд

Жизненный цикл звезды начинается с ее рождения. Формирование звезды — сложный процесс, который начинается с коллапса молекулярного облака. Этот коллапс приводит к образованию плотных ядер, которые становятся семенами новых звезд. Когда эти ядра сжимаются и уплотняются, они нагреваются и высвобождают гравитационную энергию. Эта энергия управляет формированием ядра звезды и окружающего его диска из газа и пыли, которые в конечном итоге сформируют планеты звезды.

Одним из наиболее важных ингредиентов в формировании звезды является водород. Водород в газопылевом диске, окружающем ядро звезды, начинает коллапсировать под действием гравитации. Это заставляет водород нагреваться и становиться достаточно плотным, чтобы зажечь ядерный синтез, процесс, который питает звезду. Высвобождение энергии ядерного синтеза в ядре новой звезды создает стабильный источник тепла и света, которого хватит на миллиарды лет.

Умирают звёзды, значит так нужно

На то, как проживут свою жизнь и как умирают звезды, влияют элементы, входящие в её состав и общая масса тела. Когда ядро сжимается, оно нагревается. А то время, пока происходит синтез водорода в гелий она находится на начальном или основном этапе эволюции. После того, как закончится водород, происходит превращение гелия в углерод. Но и его запас не безграничный. Если у тела достаточная масса, то после гелия начинает гореть углерод, а также более тяжелые элементы.

Очевидно, что умирающая звезда всегда оставляет за собой какой-либо след. А какой именно зависит от её начальных характеристик.

Можно сказать, что ядра все определяют. Так как их состав, процессы происходящие в них, напрямую влияют на другие характеристики светила. Которые в совокупности обуславливают жизнь и гибель звезды на небе.

Как и всё во Вселенной, умирают звезды по-разному. Потому что они все разные и отличаются друг от друга набором параметров.

Иногда умершие звезды дают начало новой жизни или участвуют в формировании других тел.

Звездное небо

Безусловно, смерть и гибель звезды на небе красочное зрелище. Но увидеть такое практически невозможно.

Правда же, небо со своими тайнами бытия загадочное и манящее пространство. И всё вокруг устроено по определённым правилам. Хотя не всегда понятно, как и почему что-то рождается и возникает, а потом наступает смерть. Две противоположности, которые объединяет сама жизнь.

«Бисы» на Балтике

В июне 1941 г. в составе ВВС КБФ числилось 38 истребителей И-15бис. «Бисы» Прибалтийского ВО почти все погибли в первые дни войны, 65-й шап из состава ВВС ЛВО был передислоцирован на север, поэтому указанные истребители морской авиации в основном представляли данный тип в районе Ленинграда.

В первый период боевых действий И-15бис практически не указываются в боевых донесениях. В январе 1942 г. 8 И-15бис входят в состав 71-го иап 61-й авиабригады. Базировались они на аэродроме Новая Ладога, основная задача — прикрытие трассы через Ладожское озеро.

В конце октября 1942 г. противник предпринял попытку захвата острова Сухо на Ладожском озере. 22 октября в разгроме вражеского десанта участвовали И-15бис 71-го иап. В этот день состоялся воздушный бой пятерки И-15бис с шестью Bf 109. Один «109-й» удалось сбить, но и мы лишились двух самолетов.

По состоянию на 1 июля 1943 г. в ВВС КБФ числится восемь И-15бис в составе 25-й оаэ на аэродроме в Бернгардовке и три И-15бис 7-й учебной авиаэскадрильи на аэродроме Белые Кресты. Кроме этого, несколько

И-15бис имелось в составе 10-го гвардейского иап (совместно с И-153). Характер их боевых действий заключался в вылетах на свободную охоту вдоль дорог, участии в контрбатарейной борьбе, борьбе с прожекторами.

Рождение звёзд[]

NGC 604, огромная звёздообразующая туманность в Галактике Треугольника

Основная статья: Формирование звёзд

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

Пока облако свободно обращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождение облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звездообразования.

Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием гравитационных сил притяжения собираться вокруг центров будущих звезд, в масштабе времени:
tff≃1Gρ{\displaystyle t_{ff}\simeq {\frac {1}{\sqrt {G\rho }}}} К примеру, для Солнца tff=5∗107{\displaystyle t_{ff}=5*10^{7}} лет.

По теореме вириала половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим, — глобула непрозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счёт этого растет в размерах. В конце концов масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды.

Вышеописанный сценарий правомерен только в случае, если молекулярное облако не вращается, однако все они в той или иной мере обладают вращательным моментом. Согласно закону сохранения импульса, по мере уменьшения размера облака растёт скорость его вращения, и в определённый момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоёв зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: звёздные скопления, двойные звёзды, звёзды с планетами.

Главная последовательность

Именно в это время, то есть с началом ядерных процессов, рождается звезда. На данном этапе, чаще всего, она является представителем главной последовательности звезд. Правда, бывают и исключения. Например, субкарлики и коричневые карлики. Они отличаются небольшой массой и слабым ядерным синтезом.

Коричневый карлик

Между прочим стадия главной последовательности самая длинная в жизни светил (около 90% от общей продолжительности). Остальные же их этапы существования длятся значительно меньше. Вероятно, по этой причине во Вселенной преобладают звёзды, находящиеся именно на этой стадии развития. А вот как после неё будет проходить развитие напрямую зависит от массы тела.

Рождение звёзд[править | править код]

Основная статья: Формирование звёзд

Общая информация

Эволюция Звезд

Время жизни звезды любого типа – невероятно долгий и сложный процесс, сопровождаемый явлениями космического масштаба. Многогранность его просто невозможно полностью проследить и изучить, даже используя весь арсенал современной науки. Но на основании тех уникальных знаний, накопленных и обработанных за весь период существования земной астрономии, нам становятся доступными целые пласты ценнейшей информации. Это позволяет связать последовательность эпизодов из жизненного цикла светил в относительно стройные теории и смоделировать их развитие. Что же это за этапы?

Эпизод II. Молодые звезды

Фомальгаут, изображение из каталога DSS. Вокруг этой звезды еще остался протопланетный диск.

Следующим этапом или циклом жизни звезды является период ее космического детства, который, в свою очередь, делится на три стадии: молодые светила малой (<3), промежуточной (от 2 до и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Старение звезды и изменение состава

Со временем термоядерные реакции внутри звезд постепенно изменяют их состав. Главной и самой простой реакцией синтеза, который протекает в большинстве звезд во Вселенной, и в нашем Солнце в том числе, является протон-протонный цикл. В нем четыре атома водорода сливаются воедино, образуя в итоге один атом гелия и очень большой выход энергии — до 98% общей энергии звезды.

Такой процесс называется еще «горением» водорода: в Солнце «сгорает» до 4 миллионов тонн водорода ежесекундно.

Изменение состава на примере Солнца

Количество гелия в ядре Солнца будет увеличиваться; соответственно, будет расти объем ядра звезды. Из-за этого увеличится площадь термоядерной реакции, а вместе с ней — интенсивность свечения и температура Солнца. Через 1 миллиард лет (в возрасте 5,6 млрд лет) энергия звезды вырастет на 10%. В возрасте 8 миллиардов лет (через 3 млрд лет от сегодняшнего дня) солнечное излучение составит 140% от современного.

Рост интенсивности протон-протонной реакции сильно отразится на составе звезды — водород, мало затронутый с момента рождения, станет сгорать куда быстрее. Нарушится баланс между оболочкой Солнца и его ядром — водородная оболочка станет расширяться, а гелиевое ядро, наоборот, сужаться. В возрасте 11 миллиардов лет сила излучения из ядра звезды станет слабее сжимающей его гравитации — греть ядро теперь станет именно растущее сжатие.

Существенные изменения в составе звезды произойдут еще через миллиард лет, когда температура и сжатие ядра Солнца вырастет настолько, что запустится следующая стадия термоядерной реакции — «горение» гелия.

В итоге реакции, атомные ядра гелия сначала сбиваются вместе, превращаясь в нестабильную форму бериллия, а затем в углерод и кислород. Сила этой реакции невероятно велика — когда будут зажигаться нетронутые островки гелия, Солнце будет вспыхивать до 5200 раз ярче, чем сегодня!

Во время этих процессов ядро Солнца будет продолжать накаляться, а оболочка расширится до границ орбиты Земли и значительно остынет — ибо чем больше площадь излучения, тем больше энергии теряет тело. Пострадает и масса светила: потоки звездного ветра будут уносить остатки гелия, водорода и новообразованных углерода с кислородом в далекий космос.

Так наше Солнце превратится в красного гиганта. Полностью завершится развитие светила тогда, когда оболочка звезды окончательно истощится, и останется только плотное, горячее и маленькое ядро — белый карлик. Оно медленно будет остывать миллиардами лет.

Изменение состава звезд-гигантов

Цепочка трансформации крупных звезд куда дольше: она доходит вплоть до самого железа. Создаются и элементы потяжелее. У таких звезд уже нет пути назад — они взорвутся сверхновой, оставив по себе черную дыру или нейтронную звезду.

Хотя углерод и кислород существуют в звезде одновременно, во время реакций синтеза они создают вещества, распределяющиеся на принципиально разных уровнях звезды.

Так, углерод порождает легкие вещества, вроде неона, натрия или магния.

Кислород же создает тяжелые неметаллы, наподобие серы или фосфора, или неплотные металлы, как вот алюминий. А вместе с азотом они участвуют в CNO-цикле горения водорода — основном термоядерном процессе в больших звездах Главной последовательности.

Размеры, масса и светимость звезд

Каждая звезда в космосе характеризуется тремя основными параметрами:

Звездная величина. Это мера яркости звезд с точки зрения земного наблюдателя. Чем ярче объект, тем меньше его звездная величина.
Температура. Она варьируется от 2000°C до 100000°C и выше, которая повышается к центру ядра.
Масса. Отличается в зависимости от количества вещества, содержащегося в небесном теле. Измеряется в солнечных массах.
Плотность. Зависит от размера звезды. У гигантов она намного меньше, чем у средних и маленьких светил.
Диаметр. Варьируется от нескольких км до сотен миллионов км.

Светимость обозначает то количество света, которое отправляет единица площади звезды. Светимость солнца принята за 1. Она относится к желтым карликам.

Дальнейшее распределение по классам идет в зависимости от светимости и цвета звезды, который тождественен температуре. Размеры звезд — величина не постоянная и меняется за цикл их жизни.

Солнце — это сияющее небесное тело в центре Солнечной системы. Ее диаметр почти 1000400000 км. Чтобы добраться от одного полюса к другому нужно потратить 2 месяца. Также потребуется серьезная теплозащита.

Но Солнце — это не самое большое светило. Самые яркие звезды превышают размер Солнца. VV Цефея В по самым скромным подсчетам она больше Солнца в 13-25 раз.

Полярная звезда очень яркая потому, что она в 37 раз больше Солнца. Она находится от нас относительно недалеко. Звезда Туманности Пион одна из самых ярких во всей галактике млечного пути.

Она в 92 раза больше Солнца. Но это не предел. Например, звездный гигант Денеб более, чем в 2 раза превышает размер предыдущей. Диаметр Денеба в 203 раза превышает этот размер солнца.

Гигант Ро Кассиопеи больше размера Денеба, его радиус превосходит солнечный в 500 раз.

Существует мера длины как солнечный радиус. Он у гиганта Бетельгейзе составляет 995 этих мер.

Есть еще гиганты во Вселенной. Астрономы выяснили, что на пике пульсации их диаметры намного больше солнечного. Существуют объекты, превышающие размеры небесных светил. Это черная дыра Сомбреро.

Как и все черные дыры она была названа в честь галактики, в которой находится. Ее примерный диаметр почти 6 млрд. км.

Потом сбросив водородную оболочку, превратится в белого карлика. Звезды с большей массой живут дольше солнцеподобной звездочки. И через несколько млрд. лет они станут красными сверхгигантами.

Потом взорвутся и, в зависимости от массы, станут нейтронными телами или черными дырами.

После Большого Взрыва

Водород стал первым элементом, рожденным после Большого Взрыва. Раскаленная до запредельных температур материя, состоящая их протонов, нейтронов, электронов и других элементарных частиц, постепенно остывала и конденсировалась.

bilimseldunya.com

Когда молодая Вселенная начала остывать, то водород стал формироваться в огромных количествах. Понижение температуры позволило электронам объединяться с протонами и формировать молекулы первого водорода.

Современная космологическая модель указывает на то, что этот процесс начался всего лишь через 1 секунду после Большого Взрыва и продолжался около 3 минут. Невероятно, но столь короткого промежутка времени хватило, чтобы Вселенная ощутимо остыла.

Новорожденная Вселенная состояла на 75% из водорода и на 25% из гелия. На данный момент ученые выделяют еще несколько элементов из периодической системы, но их доля была крайне мала и достигала лишь тысячных долей процентов.

Выходит, что строительный материл для звезд готов, но достаточно ли этого? Оказывается, что молекулам еще нужно сконденсироваться настолько, чтобы гравитационные силы, рожденные между ними, смогли запустить термоядерную реакцию.

spacetelescope.org

Когда родилась наша Вселенная, то материя была поразительно равномерно распределена в пространстве и, по всей видимости, это водородное облако в бесконечной тьме так бы и осталось нетронутым, если бы не квантовые флуктуации (любое случайное отклонение какой-либо величины).

Протозвезда

Материал продолжает сжиматься, нагревается и выбрасывается в результате гравитационного коллапса. Такой объект называется протозвездой, вокруг которой формируется диск из вещества. Часть ее будет притягиваться к объекту и увеличивать его массу. Оставшиеся обломки будут накапливаться и образуют планетарную систему. С этого момента эволюция звезды зависит только от массы.

Когда материал попадает в звезду, высвобождается огромное количество энергии. Новая звездная ступень названа в честь первой — Тельца. Это переменная звезда, находящаяся на расстоянии около 600 световых лет от нас (недалеко от скопления Гиады).

Она может достигать высокой светимости, потому что материал распадается и высвобождает энергию. Однако в центральной части температура недостаточно высока для ядерного синтеза. Эта фаза длится 100 миллионов лет.