Эволюция звезд - изменение физических характеристик, химического состава и внутреннего строения звезды со временем.  Эволюция звезды класса G на примере Солнца протозори эволюция звезды начинается с гравитационного коллапса молекулярного облака межзвездного газа.  Типичная молекулярная облако имеет размер примерно 100 световых лет.  В процессе гравитационного коллапса облако фрагментируется на меньшие доли, каждая из которых сжимается уже отдельно.  Поэтому звезды обычно рождаются группами.  Во время коллапса потенциальная энергия гравитационного взаимодействия молекул газа между собой превращается в тепло.  Плотность и давление газа коллапсирует, скорее растут в центре облака.  Образуется ядро, которое называют протозори.  Дальнейшее развитие событий зависит от массы протозори.  Коричневые карлики и субзоряни объекты Если протозори имеет массу менее чем 0,08 M☉, то температура в ее недрах никогда не достигнет уровня, достаточного для начала термоядерной реакции превращения водорода в гелий, но может могут происходить термоядерные реакции с участием лития и дейтерия  .  Такой объект называют коричневым карликом.  Они имеют массу не менее 0,0125 M☉ (или 13 масс Юпитера).  В менее массивных объектах условия для начала термоядерных реакций не возникают.  Для протозир с массой более 0,08 M☉ температура в ядре в конце концов достигнет 3 × 106K, необходимых для начала реакций протон-протонного цикла.  Сжатия звезды может продолжаться еще некоторое время и прекращается, когда выделение энергии в результате термоядерных реакций полностью уравновешивает ее расходы на излучение.  Протозори становится полноценной звездой и оказывается на главной последовательности.  Главная последовательность {\ displaystyle \ lg T_ {Gp} = 9.9-3.8 \ lg {\ frac {M} {M _ {\ odot}}} + \ lg ^ {2} {\ frac {M} {M _ {\ odot}  }}} Энергия, выделяющаяся в термоядерных реакциях, поддерживает излучения звезды и высокое давление в ее недрах, который уравновешивает тяжести.  В зрение с массой до 1,2 M☉перетворення водорода в гелий происходит преимущественно путем протон-протонного цикла, в массивных звезд - путем углеродно-азотного цикла.  Светимость и эффективная температура звезды на главной последовательности меняется очень мало.  Это самая длительная стадия эволюции - продолжительность всех последующих стадий составляет лишь 10% от времени пребывания на главной последовательности.  Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее массой и может быть приближенно представлен формулой Пребывание звезды на главной последовательности заканчивается образованием в ее недрах гелиевого ядра.  Дальнейшая судьба звезды зависит от ее массы.  С точки зрения эволюции звезды делятся на следующие группы: звезды малой массы {\ displaystyle 0 {} 08 \ leqslant {\ frac {M} {M _ {\ bigodot}}} \ leqslant (2 \ div 2 {} 3)}  заре умеренной массы {\ displaystyle (2 \ div 2 {} 3) \ leqslant {\ frac {M} {M _ {\ odot}}} \ leqslant (8 \ div 10)} массивные звезды {\ displaystyle {\  frac {M} {M _ {\ odot}}} \ geqslant (8 \ div 10)} Граница между звездами малой массы и звездами умеренной массы определяется условиями, в которых начинаются термоядерные реакции с участием гелия: в звездах умеренной массы тройная гелиевая реакция развивается  в невырожденном ядре и происходит спокойно;  в звездах малой массы эта реакция начинается в вырожденном ядре и имеет характер теплового взрыва.  Граница между звездами умеренной массы и массивными звездами определяется аналогично по условиям начала реакций в углеродном ядре.  Эволюция зрение после главной последовательности Зари малой массы Туманность Кошачий Глаз - планетарная туманность, которая сформировалась после гибели звезды, по массе была близка к Солнцу Когда почти весь водород в ядре превращается в гелий, термоядерные реакции замедляются, уменьшается температура и, соответственно, давление в  ядре.  Гидростатическая равновесие нарушается и под действием сил притяжения происходит сжатие ядра.  Это приводит к росту его плотности и температуры.  В этот период структура звезды меняется.  Внешние слои расширяются, а температура поверхности уменьшается, светимость звезды возрастает, она превращается в красного гиганта.  Термоядерное горение водорода продолжается в слое на периферии ядра, а масса гелиевого ядра постепенно растет.В звездах с массой менее 0,5 M☉ условия для других термоядерных реакций никогда не возникают.  После прекращения термоядерных реакций протон-протонного цикла такие звезды постепенно остывать, хотя долгое время еще будут слабо излучать в инфракрасном и мижхвильовому диапазоне.  В звездах с массой от 0,5 до 2,25 M☉ когда масса гелиевого ядра достигает 0,4-0,5 M☉, а температура в нем составляет примерно 100 000 000 К, починаетьсяпотрийна альфа-реакция, в которой гелий превращается в Карбон  .  Поскольку реакция происходит в вырожденном ядре, она приобретает взрывной характер.  В результате возгорания звезда теряет оболочку, состоящую преимущественно из водорода, и, таким образом, избавляется от возможных источников термоядерной энергии и в конце концов превращается в белого карлика.  Заре умеренной массы В зрение умеренной массы после исчерпания водорода в ядре также начинается тройная гелиева рефкция, но в отличие от звезд малой массы она протекает спокойно.  Гелий в ядре превращается в Карбон одновременно (благодаря реакциям углеродно-азотного цикла) образуется также некоторое количество Оксигуну и азота.  Эти элементы накапливаются в вырожденном ядре звезды, которое постепенно растет.  В конце концов температура и плотность в таком ядре достигают величин, когда начинаются реакция мижядрамы углерода.  Поскольку эти реакции начинаются в вырожденном состоянии ядра, начало реакции носить характер теплового взрыва.  Бурное начало реакции приводит к сбросу оболочки, которая, кроме водорода и гелия, содержит значительное количество других элементов (в частности, углерода, азота и кислорода).  После сброса оболочки звезда остается без источников термоядерной энергии и превращается в белого карлика.  Массивные звезды оболочечно структура массивной звезды на поздних стадиях эволюции (изображение не в масштабе).  Звезды с массой более 8 M☉ после сжигания гелия остаются достаточно массивными для начала в их недрах дальнейших реакций нуклеосинтеза, сначала - с участием карбона.  Если звезда очень массивна, дальше могут происходить реакции с участием кремния, магния и так далее, до железа.  Каждая новая реакция начинается в центре звезды, а все предыдущие продолжаются во внешней части ядра, таким образом структура звезды становится многослойной (подобной луковицы).  Основная часть химических элементов в железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах звезд.  Железо не может быть топливом для дальнейших ядерных реакций (как синтеза, так и распада), поскольку ядро железа имеет наибольшую энергию связи на один нуклон.  Все ядерные реакции с участием железа происходят с поглощением энергии.  В результате массивная звезда накапливает железное ядро.  Правда, благодаря s- и p-процессам в небольшом количестве образуются также ядра химических элементов тяжелее железа.  Температура и давление внутри ядра продолжают увеличиваться и достигают уровня, когда энергия Ферми вырожденного электронного газусягае разности масс между нейтроном и протоном с электроном (около 0,78 МэВ).  Тогда распад нейтрона становится запрещенным и он фактически превращается в стабильную долю.  Свободные высокоэнергетические электроны начинают взаимодействовать с протонами (с образованием нейтронов).  Начинается нейтронизации вещества в ядре звезды.  Давление вырожденного электронного газа дальше уже не расти не может.  Это создает условия для гравитационного коллапса ядра, после чего оболочка звезды просто падает на ядро.  Энергия, которая высвобождается в результате падения внешней оболочки на нейтронизоване ядро настолько велика, что звезда буквально взрывается.  Такие события называют вспышкой сверхновой.  В течение короткого времени вспышки сверхновая излучает столько же энергии, сколько все звезды галактики вместе взятые Звездные остатки гравитационный коллапс зрение массой 10-30 солнечных масс останавливается, когда сказывается давление вырожденных нейтронов.  После вспышки сверхновой и разлета оболочки от звезды остается очень плотный объект размером около 15 км в диаметре, который называют нейтронной звездой.Нейтронная звезда быстро вращается и имеет мощное магнитное поле, вследствие чего излучает электромагнитные импульсы с частотой вращения;  такие объекты наблюдают как пульсары.  Если же масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, давление вырожденных нейтронов не в состоянии остановить гравитационный коллапс, что может привести к образованию гипотетического объекта, которому дали название черная дыра.