Природа и состав звёзд

РЕФЕРАТ

по курсу КСЕ:

«Природа и состав звёзд»

Выполнил:

Челябинск

2011г.

Оглавление

Введение 3

I. История изменения представлений о природе и составе звезд 4

II. Основные звездные характеристики 10

III. Химический состав звезд 14

IV. Ядерный синтез в звездах 18

Заключение 23

Список использованной литературы 24

Введение

Мы уже многое понимаем в механизмах развития природных  объектов, но загадка рождения большинства  из них до сих пор не решена. Биологи  размышляют над возникновением новых  видов и самой жизни, геологи  спорят о генезисе нефти, минералов  и самих планет, астрономы же бьются над происхождением звезд, галактик и самой Вселенной.

Небесные тела находятся  в непрерывном движении и изменении. Десятки тысяч лет назад небо Земли украшали фигуры других созвездий, миллиарды лет назад вообще еще  не было Земли, Луны, планет, Солнца, многих звезд и галактик. Когда и как  именно они произошли, наука стремится  выяснить, изучая небесные тела и их системы.

Астрономы собирают сведения о космических объектах и их судьбах  по крупицам — с помощью телескопов, установленных на Земле и вынесенных на дальние орбиты. И все же рассказывают о себе звезды скупо. Многие из них ведут себя спокойно, однако есть и такие, чья жизнь полна неожиданностей: они то разгораются, то меркнут, то увеличиваются, то уменьшаются, случается, что и взрываются — тогда их яркость буквально на глазах возрастает в десятки, сотни раз. Чем объяснить такое разнообразие светил? Не каприз ли это природы — обилие совершенно не похожих друг на друга космических объектов? Или все это разные их формы, соответствующие разным стадиям жизни звезд?

1. История изменения представлений о природе и составе звезд

В конце XIX  века не только астрономия,  но и другие науки развивались очень быстро.  Например,  физика уже занималась не только механикой.  Астрономы попытались применить ее законы для объяснения процессов,  проходящих в космическом пространстве.  Очень многие термины были изменены,  уточнены.  Астрономия занималась теперь не только наблюдениями за космическими объектами.  Происходило формирование новой науки —  астрофизики. 

В XIX  веке были открыты начала термодинамики,  стало уже точно известно,  что свет имеет волновую природу и т.  д.  Благодаря этим и другим явлениям,  ставшим понятными,  появилась возможность создания первого астрофизического инструмента —  полярископа.  Его сконструировал Д.  Арго (1786—1853)  в 1811  году после открытия хроматической поляризации света. Благодаря полярископу Арго получил возможность изучать поверхность Солнца.  Он обнаружил,  что фотосфера Солнца состоит из нагретого до высокой температуры самосветящегося газа.  С этого момента ученые начали изучать корону,  которая была видна в момент полных солнечных затмений  (в то время еще не было твердой уверенности,  что она также относится к Солнцу).

Еще Ломоносов утверждал,  что поверхность Солнца представляет собой расплавленную материю.  Однако долгое время,  вплоть до изобретения полярископа,  многие продолжали считать,  что она твердая и даже,  возможно,  холодная. Не имелось и доказательств того, что Солнце является одной из многочисленных звезд. Это предположение было доказано только в начале 1860-х годов английским астрономом Вильямом Хеггинсом (1824–1910). Он сравнил спектры Солнца, звезд и других веществ. В результате этого сравнения стало ясно, что спектры Солнца и звезд идентичны. Все туманности он поделил на две большие группы: пылевые,  или отражающие,  и газовые.  Пылевые туманности имели спектр с линиями поглощения  (как у звезд).  Спектры газовых туманностей имели отдельные эмиссионные линии.  Как выяснилось впоследствии, пылевые туманности все же являлись далекими галактиками.  Что касается газовых туманностей,  то они действительно состояли из сильно разреженных диффузных образований,  как и предсказывалось ранее. Примерно в то же время был изобретен новый метод исследования —  фотография,  благодаря которому Хеггинс получил возможность изучать спектры комет.  В их составе ученый обнаружил углерод и соединения CN  и CH2.

Французский астроном Пьер Жюль Сезар Жансен (1827–1907) занимался исследованием солнечного спектра и выяснил, что состав Солнца включает многие встречающиеся на Земле химические элементы.  Вскоре стало известно и о существовании новых элементов.  Например,  английский астроном Джозеф Норман Локьер (1836–1920)  в 1869  году обнаружил в спектре Солнца неизвестный элемент и назвал его гелием от слова «гелиос»,  что в переводе с греческого означает  «солнце».  Кроме того, он первым,  еще до открытия Хеггинса,  сделал предположение,  что в состав Солнца должен входить углерод. Локьер является основателем нового направления в астрономии: применения спектрального анализа для исследования процессов,  происходящих на поверхности Солнца,  планет и других небесных тел.  Он высказал предположение,  что элементы,  входящие в состав звезд,  разлагаются под действием высоких температур.  Исследовав солнечные пятна,  ученый пришел к выводу,  что процесс распада элементов может осуществляться в несколько этапов,  и о каждом этапе можно судить по солнечному спектру. В заключение он заявил,  что  «весьма малое число вполне самостоятельных субстанций сочетается в различных пропорциях и тем дает начало знакомым нам элементам».  Это предположение долгое время вызывало оживленные споры ученых.  Многие утверждали,  что подобных субстанций в природе не существует.  Только в 1911  году  (еще при жизни Локьера)  Эрнест Резерфорд (1871–1937)  доказал,  что они существуют,  предложив свою модель атома. Таким образом, ученые уже не сомневались, что звезды, в том числе и Солнце, являются раскаленными шарами, состоящими из газа. Они полагали, что плотность газа была очень плотной в центре и постепенно уменьшалась при приближении к поверхности. На основе этих данных в середине XIX века получила распространение теория, согласно которой излучение звезд происходит за счет гравитационного сжатия, т. е. при сжатии энергия превращается в теплоту, которая излучается в космическое пространство. С течением времени звезда неизбежно должна терять теплоту и остывать. Однако в этом случае Солнце могло бы существовать только лет, тогда как уже было научно доказано, что возраст Земли составляет лет. Астрономы не могли объяснить этого и зашли в тупик. В 1870 году американский теоретик Г. Лэн предложил свою теорию, согласно которой звезда, излучая энергию, будет не уменьшаться, а увеличиваться в размерах, пока не достигнет определенной плотности, после чего начнется ее медленное остывание. Поначалу эта гипотеза была принята как правильная. Однако ученые забыли о том,  что на пять лет раньше немецкий астроном Иоганн Карл Фридрих Цельнер (1834–1882)  выдвинул предположение,  что белый,  желтый или красный цвет звезд указывает на один из этапов их развития. Свою гипотезу эволюции звезд предложил и Локьер.  Опираясь на теорию Лэна,  он опубликовал гипотезу,  согласно которой звезды имеют восходящий и нисходящий пути развития.  На начальном этапе звезда обладает очень небольшой плотностью и ярким цветом.  Затем плотность увеличивается,  а цвет меняется на белый  (как у Сириуса),  после чего звезда становится желтой  (как Солнце).  На последнем этапе звезда остывает,  ее плотность уменьшается,  цвет меняется на красный,  а спектр становится полосчатым.  Сравнив спектры звезд,  он пришел к выводу, что на каждом из этапов состав звезд меняется. Поначалу астрономы не приняли теорию Локьера,  но через некоторое время появись новые данные,  подтверждающие ее.  Речь идет об открытии,  сделанном американским астрофизиком Генри Норрисом Ресселом (1877–1957)  и голландским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом (1873–1967).  Они обнаружили,  что изменение спектра свидетельствует об изменении температуры,  а не состава,  как думал Локьер.  На основе этих данных ученые провели исследование по сравнению спектров,  цветов и светимостей звезд. Результатом этого обширного исследования был неожиданный вывод: практически все звезды можно разделить на две большие группы.  В первую группу входили ярчайшие голубые горячие и красные холодные звезды,  во вторую —  различные по спектру,  но близкие по светимости (она получила название  «ветвь гигантов»).  Впоследствии ученые в течение долгого времени стремились объяснить это явление и понять,  как же все-таки происходит развитие звезд.

В начале XX века появились  новые данные о строении звезд. Оказалось, что они состоят из вещества, близкого к состоянию идеального газа. В результате все изложенные выше теории потребовали перепроверки. Ученые продолжили ломать головы, пытаясь построить логичные теории, объясняющие эволюции звезд и источники их энергии. К тому времени уже были открыты радиоактивность и самопроизвольное выделение тепла радиоактивными элементами. На основе этих данных талантливый английский физик-теоретик Джеймс Хопвурд Джинс (1877–1946) предложил теорию внутриатомной природы источника звездной энергии. Джинс издал несколько трудов по кинетической теории газов и теории теплового излучения. Кроме того, он изучал фигуры равновесия вращающихся жидких тел, строение и эволюцию звезд, галактик и туманностей. В 1905–1909 годах он вывел закон излучения, устанавливающий распределение энергии в спектре абсолютно черного тела в зависимости от температуры. В 1900 году его независимо от Джинса сформулировал Рэлей, поэтому сегодня он называется законом Рэлея-Джинса. Занимаясь изучением строения звезд,  ученый высказал предположение,  что источник звездной энергии имеет внутриатомную природу.  Дальнейшие исследования показали,  что его гипотеза была правильной.  Сначала он распространил на все звезды идею излучения за счет радиоактивности,  при котором в излучение переходило около1/4000 массы вещества.  При этом возраст возможного существования звезды типа Солнца увеличивался до лет.  Однако этот срок все еще оставался сравнительно небольшим. 

Что же касается внутреннего  строения звезд,  то оно все еще  оставалось загадкой.  Предполагали,  что звезда состоит из сильно сжатого газа, однако такое состояние с точки зрения существующей тогда теории газов быть не могло.  Только в 1917  году Джинс выдвинул предположение, впоследствии оказавшееся правильным:  из-за высоких температур материя в недрах звезд должна быть ионизирована. На основе этих открытий в 1907  году была сформулирована математическая теория излучающей звезды. Ее предложил выдающийся английский астрофизик Артур Стэнли Эддингтон (1882–1944).  Выводом этой теории стало следующее положение:  светимость звезд увеличивается быстрее,  чем масса.  Таким образом,  получил объяснение факт,  уже давно подмеченный астрономами:  массы звезд различаются,  как правило, не более чем в сотни раз,  а светимости —  в сотни миллионов раз. Продолжая изучать строение звезд,  Эддингтон обнаружил следующую закономерность:  при увеличении массы звезды неизбежно наступает момент,  когда слишком высокое давление приводит к неустойчивости тела. Этот момент он назвал критической массой.  Затем он рассчитал критические массы для нормальных устойчивых звезд и пределы их максимальных светимостей. На основе этих данных ученый смог рассчитать диаметры красных гигантов и получил число,  равное более 1  млрд.  Как показали дальнейшие исследования,  полученные данные оказались весьма точными. 

Как уже было сказано выше,  Джинс занимался изучением равновесия вращающихся жидких тел,  под которыми он понимал звезды.  Ученый полагал,  что существуют двойные звезды,  состоящие из тяжелой,  плотной,  несжимающейся жидкости. Были выдвинуты и многие другие теории,  касающиеся строения звезд.  Некоторые из них не опирались на факты,  но все же,  как подтверждали последующие исследования, оказывались верными.  Сами астрофизики признавались,  что довольно часто они основывались лишь на своей интуиции,  и такой способ изучения все же позволил узнать о строении звезд много нового.

2. Основные звездные характеристики

Звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках. Мерой величины потока является звездная величина. Cовременная астрономия располагает методами определения основных звездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета), радиуса, химического состава и массы.

Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно большую точность и достаточно надежен. Однако для большинства других более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезд надо измерять - меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но, тем не менее, достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения.

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезды в первом приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходится на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности Земли. Однако в последние десятилетия были запущены специализированные искусственные спутники Земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение. 
 Характерной особенностью звездных спектров является еще и наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходится тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - это водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М - красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи ("В"), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом("V"). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов - единственная возможность их спектральной классификации. 
Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана-Больцмана: 
, где где Т — температура (в кельвинах), а σ — постоянная Больцмана. Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно будет равна L=4π*, где R - радиус звезды. Таким образом, для определения радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности.

Существует не так уж много  звезд, для которых имеются надежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты (а) и период обращения (Р) известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

здесь М1 и М2 - массы компонент  системы, G - гравитационная постоянная. Уравнение дает сумму масс компонент  системы. Если к тому же известно отношение  орбитальных скоростей, то их массы  можно определить отдельно. К сожалению, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким образом определить массу каждой из звезд.

Астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью.

Возникает важный вопрос: являются ли эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеется  функциональная зависимость, связывающая  радиус звезды, ее болометрическую  светимость и поверхностную температуру. Наряду с этим, однако, давно уже  была обнаружена зависимость между  светимостью звезд и их спектральным классом (или, что фактически одно и  то же, - цветом). Эту зависимость эмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рассел.

3. Химический состав звезд

Существуют звезды, имеющие повышенное содержание того или иного элемента. Так, известны звезды с повышенным содержанием кремния (кремниевые звезды), звезды, в которых много железа (железные звезды), марганца (марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальным составом элементов довольно разнообразны. В молодых звездах типа красных гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его содержание в Солнце. Вообще говоря, содержание элементов, атомы которых имеют массу, большую массы атома гелия, постепенно уменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем, химический состав звезды зависит и от местонахождения звезды в галактике. В старых звездах сферической части галактики содержится немного атомов тяжелых элементов, а в той части, которая образует своеобразные периферические спиральные «рукава» галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элементами. Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтому можно связать наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции, характеризующей жизнь звезды. 

Химический состав звезды отражает влияние двух факторов: природы межзвездной  среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный  состав звезды близок к составу межзвездной  материи - газопылевого облака, из которого возникла звезда. В общей массе космического вещества собственно пыли, то есть объединенных в твердые частицы атомов углерода, кремния и некоторых других элементов, настолько мало, что их, во всяком случае, как строительный материал для звезд, казалось бы, можно и не принимать во внимание. Однако на самом деле их роль велика — именно они охлаждают горячий межзвездный газ, превращая его в то самое холодное плотное облако, из которого потом получаются звезды. Газопылевое облако не везде одинаково. Вполне возможно, что звезда, появившаяся в определенном месте вселенной, окажется, например, более богатой тяжелыми элементами, чем та, которая возникла в ином месте. 

В спектрах звезд обнаруживаются явные признаки наличия тех элементов, которые являются продуктами ядерных реакций (барий, технеций, цирконий) и могут образоваться только в глубинах звезды. Отсюда следует, что звездное вещество подвергается процессам перемешивания. С точки зрения физика, совместить перемешивание с равновесием своей огромной массы звездного вещества довольно трудно, но для химика данные спектроскопии представляют бесценный материал, так как они позволяют сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций в недрах космических тел. 

Анализ шаровых скоплений звезд  в той части Галактики, которая  отвечает наиболее старым звездам, показывает пониженное содержание тяжелых металлов. С другой стороны, если Галактика  развивалась из газового облака, содержащего  в основном водород, то в ней должны быть и чисто водородные звезды. К таким звездам относятся  субкарлики. В субкарликах много  водорода и мало металлов. 

Что касается следов ядерных превращений, изменивших «химическое лицо» звезды, то эти следы бывают иногда очень  отчетливыми. Так, существуют звезды, в  которых водород превратился  в гелий; атмосфера таких звезд  состоит из гелия. Возможно, что значительную роль в обогащении звезды (ее внешних  слоев) гелием сыграло перемешивание  звездного вещества. Так, А.А. Боярчук  обнаружил 8 звезд, в которых содержание гелия было в 100 раз больше, чем  содержание водорода, причем на 10 000 атомов гелия в этих звездах приходится лишь 1 атом железа. Одна из гелиевых звезд  вообще не содержала водорода. Это  наблюдается редко и, по-видимому, свидетельствует о том, что в  звезде водород полностью израсходован в процессе ядерных реакций. При тщательном изучении одной из таких звезд в ней были обнаружены углерод и неон, а также титан. У другой гелиевой звезды на 500 атомов гелия приходится углерода - 0.56, азота - 0.72, кислорода - 1.0, неона - 3.2, кремния - 0.05, магния - 0.5. Яркая двойная звезда в созвездии Стрельца - сверхгигант с температурой поверхности около 10 000°С - также является дефицитной по водороду: в ее спектре наблюдается четко выраженные линии гелия и очень слабые линии водорода. По-видимому, это те звезды, в которых водород уже выгорел в пламени ядерных реакций. Наличие в них углерода и азота дает возможность сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций, доставляющих энергию и производящих ядра различных элементов. 

Очень интересны углеродные звезды. Это звезды относительно холодные - гиганты и сверхгиганты. Их поверхностные  температуры лежат обычно в пределах 2500 - 6000°С. При температурах выше 3500°С при равных количествах кислорода  и углерода в атмосфере большая  часть этих элементов существует в форме оксида углерода СО. Из других углеродных соединений в этих звездах найдены циан (радикал СN) и радикал СН. Имеется также некоторое количество оксидов титана и циркония, выдерживающие высокие температуры. При избытке водорода концентрация СN, СО, С2 будет относительно меньшей, а концентрация СН увеличится. Такие звезды (СН-звезды) встречаются наряду со звездами, в которых наблюдается дефицит водорода. В одной из звезд было найдено повышенное отношение содержания углерода к содержанию железа: количество углерода в 25 раз превышало количество железа и в то же время отношение содержания углерода к содержанию водорода равнялось 40. Это значит, что звезда очень богата углеродом при значительной недостаче водорода. Колебание блеска одной из звезд этого вида было даже приписано ослаблению светимости, вызываемому твердыми углеродными частицами, рассеянными в атмосфере звезды. Однако большинство углеродных звезд характеризуется нормальным содержанием водорода в атмосфере. Важной особенностью углеродных звезд является повышенное содержание изотопа углерода 13С. Роль этого изотопа в общем энергетическом балансе звезды очень велика. Процессы, связанные с его участием, питают звезду энергией и развиваются лишь при очень высоких температурах в глубинных зонах. Появление изотопа 13С в поверхностных слоях, вероятно, обусловлено процессами перемешивания. 

Некоторые типы звезд характеризуются  повышенным содержанием металлов, расположенных  в одном столбце периодической  системы с цирконием; в этих звездах  имеется неустойчивый элемент технеций 4399Тс. Ядра технеция могли образоваться из 98Мо в результате захвата нейтрона с выбрасыванием электрона из ядра молибдена или при фотопроцессе из 97Мо. Во всяком случае, наличие нестабильного  ядра - убедительное доказательство развития ядерных реакций в звездах. Астрономы  и астрофизики выполнили большую  работу по анализу и сопоставлению  спектральных данных и результатов  исследований метеоритов. Оказалось, что  элементы с четными порядковыми  номерами встречаются чаще, чем с  нечетными. Ядра элементов с четными  порядковыми номерами более устойчивы; устойчивость ядра зависит от соотношения  в нем числа протонов и нейтронов. Наиболее устойчивые ядра имели больше шансов образоваться и сохраниться  в жестких условиях.

4. Ядерный синтез в звездах

Ядерный синтез - слияние  ядер легких элементов с образованием ядер более тяжелых элементов. В этом процессе выделяется гигантское количество энергии. Осуществление реакций ядерного синтеза сопряжено с гораздо большими трудностями, чем проведение химических реакций. Дело в том, что ядра отталкиваются друг от друга из-за наличия у них положительных зарядов. Это препятствует тесному контакту между ними, необходимому для осуществления ядерного синтеза. Однако если ядра сталкиваются друг с другом с достаточно большой скоростью, то им удается преодолеть барьер, обусловленный отталкиванием электрических зарядов. Этого можно достичь, разогревая смесь легких изотопов до температур порядка 100 млн. °С. Когда газ разогрет до очень высокой температуры, электроны приобретают достаточную энергию, чтобы оторваться от ядер. В результате газ становится ионизированным. Такой ионизированный газ называется плазма. Его свойства существенно отличаются от свойств обычных газов при невысоких температурах. Звезды и Солнце состоят из плазмы. И вообще плазма представляет собой наиболее распространенную форму материи во Вселенной.

Элементы синтезируются  в звездах в процессе ядерного синтеза. Например, кислород-16 синтезируется при слиянии ядер углерода-12 и гелия-4. В этом процессе происходит испускание у-лучей: 12С+ 4He = 16С + у. Синтез кислорода-16 представляет собой всего лишь одну стадию в целой серии процессов ядерного синтеза. Другие изотопы, образующиеся в этой серии, включают неон-20, фтор-18, магний-24 и кремний-30.

Процессы ядерного синтеза  в звездах проходят через две  различные фазы. Большая часть  тяжелых ядер образуется на медленной  «спокойной» фазе ядерного синтеза, во время которой синтезируются  всё более тяжелые ядра. Выделение  термоядерной энергии на фазе спокойного синтеза продолжается миллионы лет. Когда звезды, масса которых больше определенной величины, исчерпывают свой запас ядер, способных сливаться друг с другом, наступает вторая фаза ядерного синтеза - так называемый взрывной ядерный синтез. Поскольку звезда лишается источника энергии от слияния ядер, она сжимается под действием гравитационных сил, а затем взрывается - образуется сверхновая звезда. От взрыва звезда разогревается до нескольких миллиардов градусов Цельсия за несколько десятых долей секунды, что приводит к дальнейшему ядерному синтезу. Этот взрыв выбрасывает большую часть массы звезды в межзвездную среду, а на месте прежней звезды остается лишь очень плотный, компактный космический объект, например нейтронная звезда либо черная дыра.

Большинство наблюдаемых  звезд, включая Солнце, принадлежат  к одному типу - так называемым звездам главной последовательности. Такие звезды представляют собой устойчивые газообразные сферы. Они мало изменяются в течение многих миллионов лет. Их существование поддерживается главным образом углерод-азот-кислородным циклом выделения энергии, или просто углеродным циклом. Этот цикл соответствует медленному превращению водорода в гелий в результате целой серии ядерных реакций, в том числе - реакций ядерного синтеза. Углеродный цикл известен также под названием протон-протонная реакция. Он является преобладающим процессом в звездах главной последовательности с небольшой массой, подобных Солнцу.

Красные гиганты - это звезды, в ядре которых уже закончилось горение водорода. Их ядро состоит из гелия, но так как температура ядерного горения гелия больше, чем температура горения водорода, то гелий не может загореться. Поскольку больше нет выделения энергии в ядре, оно перестает находиться в состоянии гидростатического равновесия и начинает быстро сжиматься и нагреваться под действием сил гравитации. Так как во время сжатия температура ядра поднимается, то оно поджигает водород в окружающем ядро тонком слое. Энергия, вырабатываемая водородным слоевым источником, выталкивает внешние слои звезды наружу, заставляя их расширяться и остывать. Более холодная звезда становится краснее, однако из-за своего огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению со звездами главной последовательности. Сочетание невысокой температуры и большой светимости, собственно говоря, и характеризует звезду как красного гиганта.

Когда в ядре звезды выгорает весь гелий, звезда переходит в стадию сверхгигантов и становится красным или желтым сверхгигантом. Они имеют сложное строение со многими зонами, в которых происходят ядерные реакции. Первоначально в вырожденном ядре происходит превращение гелия в углерод и кислород. Кроме того, имеется тонкая гелиевая оболочка, в которой идут ядерные реакции, а вокруг нее водородная - также с ядерными реакциями. Внешний водородный слоевой источник соседствует с глубокой конвективной зоной, которая перемешивает все пространство от слоевого источника до поверхности. Характерной особенностью фазы сверхгигантов, по-видимому, является нестабильность горящей гелиевой оболочки, в которой происходят тепловые вспышки. Эти вспышки высвобождают энергию во много раз большую (от сотен до миллиона раз), чем энергия выделяющаяся в водородном слоевом источнике. Вспышки в гелиевом слоевом источнике приводят к тепловой пульсации звезд находящихся на стадии сверхгигантов.

Планетарная туманность является сброшенными верхними слоями сверхгиганта. Свечение обеспечивается возбуждением газа ультрафиолетовым излучением центральной звезды. Туманность излучает в оптическом диапазоне, газ туманности нагрет до температуры порядка 10000К. Характерное время рассасывания планетарной туманности - порядка нескольких десятков тыс. лет. Ультрафиолетовое излучение центрального ядра заставляет туманность флюоресцировать.

Считается, что белые карлики - это обнажившееся ядро звезды. Ядро будет горячее, маленькое и голубое с низкой светимостью - это и характеризует звезду как белый карлик. Белые карлики состоят из углерода и кислорода с небольшими добавками водорода и гелия, однако у массивных сильно проэволюционировавших звезд ядро может состоять из кислорода, неона или магния. Белые карлики имееют чрезвычайно высокую плотность(106  г/). Ядерные реакции в белом карлике не идут. Так как в белом карлике нет выделения энергии, то ему остается только медленно остывать, превращаясь со временем в мертвую звезду (черный карлик).

Не всегда из остатков сверхгиганта формируется белый карлик. Судьба остатка сверхгиганта зависит от массы оставшегося ядра. При нарушении  гидростатического равновесия наступает  гравитационный коллапс (длящийся секунды  или доли секунды) и если  Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется до размеров Земли  и получится белый карлик. Если  1.4Мsun<Мядра<3Мsun, где Мsun – масса солнца, то давление вышележащих слоев будет так велико, что электроны "вдавливаются" в протоны, образуя нейтроны и испуская нейтрино. Образуется так называемый нейтронный вырожденный газ. Давление нейтронного вырожденного газа препятствует дальнейшему сжатию звезды. Однако, по-видимому, часть нейтронных звезд формируется при вспышках сверхновых и является остатками массивных звезд взорвавшихся как Сверхновая второго типа. Радиусы нейтронных звезд, как и у белых карликов уменьшаются с ростом массы и могут быть от 100 км до 10 км. Плотность нейтронных звезд приближается к атомной и составляет примерно 1014г.см3. Сначала нейтронные звезды были предсказаны теоретически и только в 60-70 годы двадцатого столетия открытые пульсары были признаны нейтронными звездами. Пульсары оказались маленькими очень быстро вращающимися звездами с огромным магнитным полем. Открыты пульсары были как источники импульсного радиоизлучения со стабильным периодом, в настоящее время наблюдаются пульсары излучающие во всех диапазонах от радиодиапазона до рентгеновского и гамма диапазона. Ничто не может помешать дальнейшему сжатию ядра, имеющего массу, превышающую  3Мsun. Такая суперкомпактная точечная масса называется черной дырой.

Сверхновые -  звезды, блеск которых увеличивается на десятки звездных величин за сутки. В течение малого периода времени взрывающаяся сверхновая может быть ярче, чем все звезды ее родной галактики. Существует два типа cверхновых: Тип I и Тип II.

Считается, что Тип II является конечным этапом эволюции одиночной звезды с массой М=10±3Мsun. 

Тип I связан, по-видимому, с  двойной системой, в которой одна из звезд белый карлик, на который идет аккреция (процесс падения вещества на космическое тело из окружающего пространства) со второй звезды.