Эволюция звёзд: различия между версиями

[[Файл:PMS_evolution_tracks-ru.svg|мини|261x261пкс|Эволюционные треки протозвёзд разной массы в период их медленного сжатия (синий цвет) и их изохроны (красныйотмечены цветразными цветами)]]

С этого момента эволюция протозвёзд отражается на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга  — Рассела]]: протозвезда, имея низкую температуру и высокую светимость, находится в её верхней правой части. Однако, в звезде ещё не начались термоядерные реакции, и звезда выделяет энергию за счёт гравитационного сжатия. Продолжительность этой стадии зависит от массы звезды: у самых массивных звёзд она занимает около 10⁵ лет, а у наименее массивных  — порядка 10¹⁰ лет. Для Солнца эта стадия продлилась 110 миллионов лет<ref name=":1" />{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=394–395}}.

В 1961 году [[Хаяси, Тюсиро|Тюсиро Хаяси]] доказал, что если звездавесь полностьюобъём конвективназвезды занимает конвективная зона, то при медленном сжатии её температура практически не меняется, а светимость падает  — это соответствует движению вертикально вниз на диаграмме, и такой путь звезды называется [[Трек Хаяши|треком Хаяши]]. Звёзды с массами в диапазоне от {{nobr|0,3–0,5 {{Mo}}}} (по разным оценкам) до 3  {{Mo}} в течение сжатия перестают быть конвективными и в какой-то момент сходят с трека Хаяши, в то время как звёзды с массами менее 0,3–03-0,5 {{Mo}} находятся на треке Хаяши на протяжении всего времени сжатия<ref name=":1" /><ref name=":3">{{Cite web|lang=|url=https://web.archive.org/web/20100129054835/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/Henyey_track.html|title=Henyey track|author=|website=The Internet Encyclopedia of Science|date=|publisher=}}</ref><ref name=":5">{{Cite web|lang=|url=https://www.oxfordreference.com/view/10.1093/oi/authority.20110803095931440|title=Henyey track|author=|website=Oxford Reference|date=|publisher=}}</ref>.

После схода с трека Хаяши (для звёзд промежуточной массы) или с самого начала медленного сжатия (для массивных звёзд) звезда перестаёт быть конвективной и при сжатии она начинает нагреваться, при этом светимость меняется не сильнонесильно. Это соответствует движению влево на диаграмме, и эта часть пути называется [[Трек Хеньи|треком Хеньи]]<ref name=":3" /><ref name=":5" /><ref>{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/126791|автор=L. G. Henyey, Robert Lelevier, and R. D. Levée|заглавие=THE EARLY PHASES OF STELLAR EVOLUTION|год=1955|язык=|издание=The Astronomical Society of the Pacific|тип=|месяц=|число=|том=|номер=|страницы=|issn=}}</ref>.

Так или иначе, в течение сжатия температура в центре звезды возрастает, и в звезде начинают идти [[Термоядерная реакция|термоядерные реакции]]. Изначально они производят меньше энергии, чем излучает звезда, и сжатие продолжается, но вместе с тем и увеличивается доля термоядерных реакций в производстве энергии. В определённый момент, если звезда имеет массу больше 0,07–007-0,08  {{Mo}}, производство энергии за счёт термоядерных реакций сравняется со светимостью звезды и сжатие прекратится  — этот момент считается моментом окончания формирования звезды и её перехода [[Главная последовательность|главную последовательность]]. Если звезда имеет массу менее 0,07–007-0,08 {{Mo}}, то в ней тоже возможны термоядерные реакции, однако, вещество звезды в ядре станет вырожденным раньше, чем прекратится сжатие, поэтому термоядерные реакции никогда не станут единственным источником энергии. Такие объекты известны как [[Коричневый карлик|коричневые карлики]]{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=398}}<ref name=":1" /><ref name="min massa1">{{статья|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1993ApJ...406..158B/0000160.000.html|автор=Burrows, A., Hubbard, W. B., Saumon, D., Lunine, J. I.|заглавие=An expanded set of brown dwarf and very low mass star models|год=1993|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]|тип=[[Научный журнал|рец. науч. журнал]]|том=406|номер=1|страницы=158—171|issn=0004-637X|doi=10.1086/172427|bibcode=1993ApJ...406..158B}} — См. С. 160.</ref>.