В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно просачивается сквозь недра звезд и излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что изначально солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратился в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 1052 эрг.
Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить сил протяжения отдельных его частей, поэтому он ( протозвезды ) будет непрерывно сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет, вследствие чего спектр становится более ранним .
Таким образом, двигаясь по диаграмме спектр светимость , протозвезда довольно быстро сядет на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для того, чтобы начались термоядерные реакции. При этом давление газа будущей звезды уравновешивает притяжение и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.
Чтобы пройти эту самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, меньше несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезд обнаружить трудно.
Оказавшись на главной последовательности и перестав сжиматься, звезда длительно излучает практически не меняя своего положения на диаграмме спектр светимость . Ее излучение поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях. Таким образом, главная последовательность представляет собой как бы геометрическое место точек на диаграмме спектр светимость , где звезда может длительно и устойчиво излучать. Место звезды на главной последовательности определяется ее массой
Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность и она довольно быстро расходует запасы своего водородного горючего .
Выгорание водорода происходит только в центральных областях звезды. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограничено, рано или поздно он там практически весь выгорит . Масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом звезда медленно перемещаются на диаграмме спектр светимость вправо. Это процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд. Далее ядро звезды начнет сжиматься, а температура его будет повышаться, образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. В этой плотной горячей области ядерные реакции происходить не будут, но они будут довольно интенсивно протекать на периферии ядра, в сравнительно тонком слое. Светимость звезды и ее размеры начнут расти. Звезда как бы разбухает и начнет сходить с главной последовательности, переходя в области красных гигантов. При переходе звезды в стадию красного гиганта скорость ее эволюции значительно увеличивается.
После того как температура сжимающегося плотного гелиевого ядра звезды красного гиганта достигнет 100 150 млн. К, там начнет идти новая ядерная реакция. Эта реакция состоит в образовании ядра углерода из трех ядер гели, как только начнется эта реакция, сжатия ядра прекратится. В дальнейшем поверхностные слои звезды увеличивают свою температуру. Какая стадия эволюции наступит вслед за стадией красного гиганта?
На этом этапе эволюции звезды, масса которых меньше, чем 1,2 массы Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку сбрасывают . Такой процесс называется образованием планетарных туманностей . Когда отделится наружная оболочка, обнажается ее внутренние, очень горячие слои. При этом отделившаяся оболочка будет расширятся, все дальше и дальше отходя от звезды.
Мощное ультрафиолетовое излучение звезды-ядра планетарной туманности будет ионизировать атомы в оболочке, возбуждения их свечение. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется только небольшая очень горячая плотная звезда. Постепенно, довольно медленно остывая, она превратится в белый карлик.
Таким образом белые карлики как бы вызревают внутри звезд красных гигантов и появляются на свет после отделения наружных слоев гигантских звезд. В других случаях сбрасывание наружных слоев может происходить не путем образования планетарных туманностей, а путем постепенного истечения атомов. Так или иначе белые карлики, в которых весь водород выгорел и ядерные реакции прекратились, по-видимому, представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд. Белые карлики постепенно все меньше и меньше излучая переходят в невидимые черные карлики. Это мертвые, холодные звезды очень большой плотности, в миллионы раз плотнее воды. Их размеры меньше размеров земного шара, хотя массы сравнимы с солнечной. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое существование большинство звезд.
Процесс образования звезд из межзвездной газово-пылевой среды происходил в нашей Галактике непрерывно. Он происходит и сейчас.
Все же в процессе эволюции звезда возвращает в межзвездное пространство значительную часть всей массы. Из этого газа будет образовываться более молодые звезды, которые в свою очередь так же будут эволюционировать описанным образом.
Взгляды различных ученых на процессы рождения и развития галактик.
К проблеме эволюции галактик ученые начали серьезно подходить в середине 40х годов. Эти годы ознаменовались рядом важных открытий в звездной астрономии. Удалось выяснить, что среди звездных скоплений, рассеянных и шаровых, имеются молодые и старые, и даже оценить их возраст.
Поэтому путь к раскрытию хода эволюции галактик, казалась, намечен сам собой. Нужно было произвести своеобразную перепись населения в галактиках разных типов и сравнить результаты. В каких галактиках: эллиптических или спиральных, в каких классах галактик преобладают более молодые или более старые звезды такое исследование дало бы ясное указание на направление эволюции галактик, позволило бы выяснить эволюционный смысл классификации Хаббла.
Но прежде надо было выяснить численное соотношение между разными типами галактик. Непосредственное изучение фотографий полученные на обсерватории Маунт Вилсон, позволило Хабблу получить следующие результаты эллиптические - 23%, спиральные 59%, спиральные с перемычкой 15%, неправильные 3%.
Однако действительное соотношение численности галактик разных типов оказалось иным. В 1948 г. Московский астроном Ю.И.Ефремов обработал данные каталога галактик Шепли и Эймс и пришел к следующим выводам: эллиптические галактики в среднем на 4 звездные величины слабее спиральных по абсолютной величине. Среди них много галактик карликов. Если учесть это обстоятельство и сделать пересчет количества галактик в единице объема, то окажется, что эллиптические галактики примерно в 100 раз больше чем спиральные.
И так, большая часть спиральных галактик оказалась галактики гиганты, большинство эллиптических галактик галактики карлики. Конечно, среди тех и других существовал некий разброс в размещении, имелись и эллиптические галактики гиганты, но в среднем было именно так.
В 1947 году Х.Шепли обратил внимание на то, что количество ярких сверхгигантов постепенно убывает по мере перехода от неправильных галактик к спиральным, а затем к эллиптическим. Спиралях класса Sа, замечает Шепли, встречаются лишь очень мало звезд большой светимости, а в эллиптических галактиках они практически отсутствуют. Получалось, что молодыми являлись именно неправильные галактики и спирали класса Sс сильно разветвленными ветвями, спирали класса Sа и эллиптические галактики находились на более поздней стадии развития. Шепли тогда же высказал мысль, что переход галактик из одного класса в другой должен был занять громадные сроки и совсем не обязательно имел место. Возможно, что галактики образовались все такими какими мы их наблюдаем, а потом лишь медленно эволюционировали в направлении сглаживания и округления их форм.
Х. Шепли обратил внимание еще на одно важное обстоятельство. Уже давно было известно существование двойных галактик это не случайные совпадения положений, не могли они быть и результатом захвата одной галактики другой. И вот не редко в этих парах галактики существовали спиральные с эллиптическими. Но галактические пары, очевидно, вместе и возникли. Можно ли в этом случае допустить, что они прошли существенно разный путь развития.
В 1949 году советский астроном профессор Б. В. Кукаркин опубликовал важную работу Исследование строения и развития звездных систем на основе изучения переменных звезд . В ней были и новые установленные соотношения, и их глубокий теоретический анализ.
В своей работе Кукаркин обращал внимание на давно обнаруженные, но часто забываемые обстоятельства существования не только пары, но и скопления галактик. Между тем возраст скопления галактик, судя по данным небесной механики, не может превышать 1012 лет. (Здесь Кукаркин явно отдавал дань длинной школе развития звездных систем; в действительности этот предел гораздо меньше.
Таким образом, получалось, что практически одновременно образовались галактики разных форм. Значит, переход каждой галактики за время ее существования из одного типа в другой совсем не обязателен.