На заре XX в. многие астрономы полагали, что звезды эволюционируют в точном соответствии с диаграммой Герцшпрунга-Рессела, превращаясь из ярких белых звезд в начале жизненного пути в тусклые красные звезды в конце его. Согласно этой теории, звезда зарождается, конденсируясь из межзвездной пыли и газа. Она сжимается гравитационными силами, при этом ее недра разогреваются. Звезда начинает светиться как большой, разреженный красный гигант спектрального класса М. Далее звезда продолжает сжиматься и разогреваться, пока не достигнет вершины главной последовательности. Затем она спускается по главной последовательности, пока не станет тусклым красным карликом спектрального класса М. В конце концов она превращается в холодный, мертвый шар.

Эволюция звезды солнечной массы

Сейчас известно, что нарисованная выше картина звездной эволюции совершенно неверна. Красные гиганты типа Бетельгейзе – очень старые звезды, израсходовавшие большую часть своих запасов энергии и находящиеся на поздней эволюционной стадии. По современным представлениям, звезды светят благодаря идущим внутри их ядерным реакциям, а ход их эволюции существенно зависит от начальной массы звезды: эволюция массивной звезды отличается от эволюции звезды меньшей массы. Общее в их эволюции только то, что все звезды начинают свое существование в облаках газа.
Звездный зародыш сжимается и при этом разогревается. Если, однако, его масса слишком мала, ядерные реакции не смогут начаться и звезда никогда не вступит на главную последовательность. Вместо этого она станет понемногу излучать энергию, пока не израсходует все ее запасы. Звезда с массой, близкой к массе Солнца, в ходе гравитационного сжатия достигает стадии, на которой тепло переносится от недр к поверхности путем конвекции. Звезда быстро (быть может, всего за столетие или около того) становится в 100-1000 раз ярче, чем нынешнее Солнце. Но далее звезда продолжает сжиматься, и ее яркость уменьшается – звезда подходит к главной последовательности. Затем, когда температура в ядре звезды достаточно возрастает, там начинаются ядерные реакции. Ядра водорода объединяются, образуя ядра гелия, что сопровождается преобразованием части массы в энергию излучения. Звезда поселяется на главной последовательности на долгий срок устойчивого существования, который, вероятно, длится до 10 млрд. лет. (Таким образом, Солнце, возраст которого около 5 млрд. лет, прожило лишь половину своей жизни на главной последовательности.)
Наконец запас водородного «горючего» начинает истощаться. Гелиевое ядро быстро сжимается и снова разогревается, благодаря чему водород может «гореть» в окружающей ядро оболочке; внешние слои звезды при этом расширяются и охлаждаются. Звезда разбухает и становится красным гигантом. Температура в ее центре поднимается примерно до 100 млн. градусов, но внешние слои остаются холодными и крайне разреженными.

Белые и черные карлики

На последующих этапах эволюции в звезде протекают реакции других типов. В конце концов запасы ядерной энергии исчерпываются. Звезда сжимается и становится маленьким плотным белым карликом. Атомы, из которых состоит белый карлик, раздавлены, разрушены колоссальным внутренним давлением, и поэтому они могут быть плотно сжаты: плотность такой звезды более чем в 100 тыс. раз превосходит плотность воды. По истечении немалого времени звезда полностью лишается света и тепла и превращается в мертвый черный карлик.
Черные карлики не испускают излучения, которое можно было бы обнаружить, и поэтому можно только строить догадки об их численности. Белые карлики, однако, встречаются часто. В 1916 г. Уолтер Адаме (1876-1956) впервые показал, что белым карликом является спутник Сириуса. Он был открыт более чем за полвека до этого Альваном Кларком (1832-1897), но всегда считался холодным и красным. На самом деле температура поверхности этого звездного спутника выше, чем у Солнца, но его диаметр всего втрое больше диаметра Земли. Огромное количество вещества (почти столько же, сколько содержит Солнце) «спрессовано» в этом сравнительно небольшом шаре.

Эволюция массивной звезды

Звезда с массой, значительно превосходящей солнечную, эволюционирует гораздо быстрее. Например, звезда исключительно высокой светимости S Золотой Рыбы, находящаяся в Большом Магеллановом Облаке, не могла бы тратить энергию с той же скоростью, как сейчас, существенно дольше миллиона лет, тогда как Солнце по меньшей мере еще в течение 5 млрд лет не покинет главную последовательность.
Эволюция очень массивной звезды завершается не просто ее сжатием и превращением в белый карлик. Когда температура ядра достигает примерно 5 млрд. градусов, происходит катастрофическое изменение структуры: ядро быстро сжимается, а внешние слои звезды, в которых все еще продолжаются ядерные реакции, быстро нагреваются до температуры примерно 300 млн. градусов. В результате происходит вспышка сверхновой – в этот момент звезда за несколько секунд излучает столько же энергии, сколько Солнце за миллионы лет. Вещество звезды выбрасывается наружу. По окончании катастрофы остаются только облако расширяющегося газа и нейтронная звезда, или пульсар, имеющая даже еще меньшие размеры и большую плотность, чем белый карлик. Крабовидная туманность – остаток вспышки сверхновой, которая наблюдалась китайскими астрономами в 1054 г. Из двух показанных на рисунках туманностей одна, Розетка, представляет собой область, где звезды рождаются, а другая, Крабовидная, – место гибели когда-то ослепительно сверкавшей звезды.