* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки

Звезды 161 Схематически описанная картина звездной эволюции может быть названа классической. Она относится к эволюции звезды, которая достаточно удалена от других звезд и развивается, можно сказать, сама по себе. Однако большинство звезд во Вселенной не являются одиночными. Тесная пара звезд, вращающихся вокруг общего центра масс, не может эволюционировать по классической схеме. Кроме того, эволюция звезд, масса которых намного превышает солнечную, может заметно отличаться от описанного варианта. Прежде чем превратиться в нейтронную звезду или черную дыру, массивная звезда обязательно проходит этап гравитационного коллапса, который наблюдается как взрыв сверхновой звезды. Красный гигант и белый карлик Следующая стадия — образование красного гиганта. У звезды, ставшей красным гигантом, энергию также производят термоядерные реакции превращения водорода в гелий, но идут они не в центре звезды, где образовалось гелиевое ядро, а в окружающем такое ядро тонком сферическом слое. Сама звезда при этом сильно растет в размерах, а температура поверхностных слоев уменьшается (уменьшение температуры вызывает покраснение). В последующем в центральной области такой звезды, где образовалось много гелия, должна начаться реакция по его превращению в углерод. Реакции выйдут из центральной области, возникнет и начнет продвигаться наружу второй гелиевый слоевой источник энергии. Закончится все это сбросом оболочки звезды, и звезда превратится в планетарную туманность. Звездный остаток — очень плотный белый карлик — начнет постепенно охлаждаться. Совсем остыв, белый карлик должен превратиться в практически не светящееся тело размером с планету и массой с небольшую звезду. Однако это может произойти только через много миллиардов лет, пока же остывших белых карликов в природе не существует. Молодая звезда Стадия главной последовательности — самая длительная стадия эволюции звезды. Чем меньше масса звезды, тем продолжительнее эта стадия. (Для Солнца эта стадия составит около 10 млрд. лет.) Звезды всегда образуются группами. Молодые звезды нередко составляют ассоциации — сравнительно рыхлые звездные группировки, наблюдающиеся в областях звездообразования. Среди таких звезд много переменных, и переменность их блеска свидетельствует о еще не завершившихся бурных процессах, сопровождающих рождение звезды. Во многих случаях наблюдаются выбросы газовых струй (джетов) из молодых звезд. Окончание эволюционного этапа главной последовательности происходит тогда, когда запасы основного термоядерного «горючего» (водорода) в центральной области звезды оказываются израсходованными. После этого звезда начинает медленно увеличиваться в размерах в десятки и сотни раз. Строение красного гиганта: огромная конвективная зона и маленькое ядро