в стационарном (устойчивом) состоянии примерно в течение 8000 млн лет, постепенно перерабатывая водород. Затем звезда покидает главную последовательность, расширяется до красного гиганта (5 и 6) и «поглощает» свои планеты в течение последующих 100 млн лет. После нескольких тысяч лет пульсирования в качестве переменной звезды (7) она взрывается как сверхновая (8) и, наконец, сжимается до белого карлика (9). Хотя обычно планеты считают массивными объектами, общая масса всех планет составляет всего лишь 0,135 % массы Солнечной системы.
Рис. 2.3. Образование планетной системы
Наши планеты и, как предполагают, планеты, образующиеся в любом протозвездном диске, располагаются в двух главных зонах. Внутренняя зона, которая в Солнечной системе простирается от Меркурия до пояса астероидов, представляет собой зону мелких планет земного типа. Здесь, в фазе медленного сжатия протозвезды, температуры настолько высоки, что испаряются металлы. Внешняя холодная зона содержит такие газы, как Н2О, Не и Ne, и частицы, покрытые замерзшими летучими веществами типа Н2О, NH3 и СН4. Эта внешняя зона с планетами типа Юпитера содержит гораздо больше вещества, чем внутренняя, поскольку она имеет большие размеры и поскольку большая часть летучих веществ, первоначально находившихся во внутренней зоне, выталкивается наружу в результате деятельности протозвезды.
Один из способов построения картины эволюции звезды и вычисления ее возраста заключается в анализе большой случайной выборки звезд. При этом измеряют расстояния до звезд, их видимый блеск и цвет каждой звезды.
Если известны видимый блеск и расстояние до звезды, то можно вычислить ее абсолютную звездную величину, поскольку видимый блеск звезды обратно пропорционален расстоянию до нее. Абсолютная звездная величина есть функция скорости высвобождения энергии независимо от ее расстояния до наблюдателя.
Цвет звезды определяется ее температурой: голубой цвет соответствует очень горячим звездам, белый – горячим, а красный – относительно холодным.
На рисунке 2.4 представлена диаграмма Герцшпрунга – Рессела, известная вам из курса астрономии, отражающая зависимость между абсолютной звездной величиной и цветом для большого числа звезд. Поскольку эта классическая диаграмма включает звезды всевозможных размеров и возрастов, она соответствует «средней» звезде на различных стадиях ее эволюции.
Рис. 2.4. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела
Большинство звезд располагается на прямолинейной части диаграммы; они испытывают лишь постепенные изменения равновесия по мере выгорания содержащегося в них водорода. На этой части диаграммы, которая называется главной последовательностью, звезды с большей массой имеют более высокую температуру; в них быстрее протекает реакция слияния атомов водорода, и продолжительность их жизни меньше. Звезды с массой меньшей, чем солнечная,
