Продолжительность жизни звезд настолько велика (до десятков миллиардов лет), что астрономы не могут проследить жизнь хотя бы одной из них от начала до конца. Зато они могут наблюдать за звездами, находящимися на разных стадиях развития. Объединив полученные данные, ученые проследили основные этапы жизни типичных звезд.
Рождение звезды

Рождение звездыВозникновение звезды начинается с уплотнения вещества внутри туманности. Образовавшееся уплотнение постепенно уменьшается в размерах, сжимаясь под воздействием гравитации. Во время этого сжатия, или коллапса, выделяется энергия, разогревающая газ и пыль и вызывающая их свечение. Возникает так называемая протозвезда. В ее центре, или ядре, плотность и температура вещества максимальные. Достигнув температуры около 10 000 000°С, в газе начинают протекать термоядерные реакции. Ядра атомов водорода соединяются, превращаясь в ядра атомов гелия. При таком синтезе выделяется огромное количество энергии. В процессе конвекции эта энергия переносится в поверхностный слой, а затем излучается в космос в виде света и тепла. Таким образом, протозвезда превращается в настоящую звезду.

Излучение, исходящее из ядра, разогревает газовую среду, создавая давление, направленное вовне, и, таким образом, препятствуя гравитационному коллапсу звезды. В результате, она обретает равновесие, то есть имеет постоянные размеры, постоянную поверхностную температуру и постоянное количество выделяемой энергии. Звезду на этой стадии развития астрономы называют звездой главной последовательности, указывая, таким образом, на занимаемое ею место на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Эта диаграмма выражает связь между светимостью и температурой звезды. Протозвезды с небольшой массой никогда не разогреваются до температур, необходимых для начала термоядерных реакций. В результате сжатия эти звезды превращаются в тусклых красных и даже более тусклых коричневых карликов. Первая коричневая звезда-карлик была открыта лишь в 1987 г.
Гиганты и карлики

Гиганты и карликиДиаметр Солнца равен приблизительно 1 400 000 км, температура поверхности - около 6000°С. Солнце излучает желтоватый свет. На протяжении 5 млрд. лет оно входит в главную последовательность звезд.

Приблизительно за 10 млрд. лет водородное "топливо" на такой звезде исчерпывается, и в ее ядре остается главным образом гелий. Когда "гореть" больше нечему, интенсивность направленного от ядра излучения уже недостаточна для уравновешивания гравитационного коллапса ядра. Но выделяемой при этом энергии достаточно для того, чтобы разогреть окружающее вещество. В этой оболочке начинается синтез ядер водорода, выделяется больше энергии. Звезда светится ярче, но теперь уже красноватым светом. Одновременно она расширяется, увеличиваясь в десятки раз. Теперь она называется красным гигантом.

Ядро красного гиганта сжимается, а его температура возрастает до 100 000 000°С и более. Здесь происходят реакции синтеза ядер гелия, превращая его в углерод. Благодаря выделяемой при этом энергии звезда светится еще каких-нибудь 100 млн. лет. Когда гелий заканчивается, и реакции затухают, вся звезда под влиянием гравитации постепенно сжимается почти до размеров Земли. Выделяемой при этом энергии достаточно, чтобы звезда (теперь уже белый карлик) продолжала ярко светиться некоторое время. Степень сжатия вещества в белом карлике очень высока и, следовательно, плотность его очень большая - вес одной столовой ложки может достигать тысячи тонн.

Жизненный цикл звезды с массой, в пять раз превышающей массу Солнца, значительно короче, и эволюционирует она несколько иначе. Такая звезда намного ярче, температура ее поверхности 25 000°С и более, период пребывания в главной последовательности звезд всего лишь около 100 млн. лет. На стадии красного гиганта температура в ядре превышает 600 000 000°С. В нем происходят реакции синтеза ядер углерода, который превращается в более тяжелые элементы, включая железо. Под воздействием выделяемой энергии звезда расширяется до размеров, в сотни раз превышающих первоначальные. На этой стадии ее называют уже сверхгигантом.

Процесс производства энергии в ядре внезапно прекращается, и оно сжимается в течение считанных секунд. При этом выделяется огромное количество энергии, образуя катастрофическую ударную волну. Она проходит через всю звезду и силой взрыва выбрасывает значительную ее часть в космическое пространство, вызывая явление, известное как вспышка сверхновой звезды. Подобная вспышка наблюдалась в феврале 1987 г. в соседней галактике - Большом Магеллановом облаке. В течение короткого времени эта сверхновая звезда светилась ярче целого триллиона солнц.

Ядро сверхгиганта сжимается, образуя небесное тело диаметром всего 10-20 км и настолько плотное, что чайная ложка его вещества может весить 100 миллионов тонн! Это небесное тело состоит из нейтронов и называется нейтронной звездой. Вновь образовавшаяся нейтронная звезда отличается очень сильным магнетизмом и большой скоростью вращения. В результате создается мощное электромагнитное поле, испускающее радиоволны и другие виды излучения. Они распространяются из магнитных полюсов звезды в форме лучей. Когда они проносятся мимо наших радиотелескопов, мы воспринимаем их как короткие вспышки, или импульсы (англ. pulse). Поэтому мы называем такие звезды пульсарами.