Век живи

Отзывы

Ссылки

Читайте также

Звездная эволюция

Основываясь на массе звезды, можно определить весь ее эволюционный путь, так как он проходит по определенным шаблонным этапам. Есть звезды промежуточной массы (как Солнце) в 1.5-8 раз больше солнечной массы, более 8, а также до половины солнечной массы. Интересно, что чем больше масса звезды, тем короче ее жизненный срок. Если она достигает меньше десятой части солнечной, то такие объекты попадают в категорию коричневых карликов (не могут зажечь ядерный синтез).

Объект с промежуточной массой начинает существование с облака, размером в 100000 световых лет. Для сворачивания в протозвезду температура должна быть 3725°C. С момента начала водородного слияния может образоваться Т Тельца – переменная с колебаниями в яркости. Последующий процесс разрушения займет 10 миллионов лет. Дальше ее расширение уравновесится сжатием силы тяжести, и она предстанет в виде звезды главной последовательности, получающей энергию от водородного синтеза в ядре. Нижний рисунок демонстрирует все этапы и трансформации в процессе эволюции звезд.

Этапы эволюции звезды

Когда весь водород переплавится в гелий, гравитация сокрушит материю в ядро, из-за чего запустится стремительный процесс нагрева. Внешние слои расширяются и охлаждаются, а звезда становится красным гигантом. Далее начинает сплавляться гелий. Когда и он иссякает, ядро сокращается и становится горячее, расширяя оболочку. При максимальной температуре внешние слои сдуваются, оставляя белый карлик (углерод и кислород), температура которого достигает 100000 °C. Топлива больше нет, поэтому происходит постепенно охлаждение. Через миллиарды лет они завершают жизнь в виде черных карликов.

Процессы формирования и смерти у звезды с высокой массой происходят невероятно быстро. Нужно всего 10000-100000 лет, чтобы она перешла от протозвезды. В период главной последовательности это горячие и голубые объекты (от 1000 до миллиона раз ярче Солнца и в 10 раз шире). Далее мы видим красного сверхгиганта, начинающего сплавлять углерод в более тяжелые элементы (10000 лет). В итоге формируется железное ядро с шириною в 6000 км, чье ядерное излучение больше не может противостоять силе притяжения.

Когда масса звезды приближается к отметке в 1.4 солнечных, электронное давление больше не может удерживать ядро от крушения. Из-за этого формируется сверхновая. При разрушении температура поднимается до 10 миллиардов °C, разбивая железо на нейтроны и нейтрино.  Всего за секунду ядро сжимается до ширины в 10 км, а затем взрывается в сверхновой типа II.

Туманность Эскимоса — один из последних этапов эволюции небольшой звезды

Если оставшееся ядро достигало меньше 3-х солнечных масс, то превращается в нейтронную звезду (практически из одних нейтронов). Если она вращается и излучает радиоимпульсы, то это пульсар. Если ядро больше 3-х солнечных масс, то ничто не удержит ее от разрушения и трансформации в черную дыру.

Звезда с малой массой тратит топливные запасы так медленно, то станет звездой главной последовательности только через 100 миллиардов – 1 триллион лет. Но возраст Вселенной достигает 13.7 миллиардов лет, а значит такие звезды еще не умирали. Ученые выяснили, что этим красным карликам не суждено слиться ни с чем, кроме водорода, а значит, они никогда не перерастут в красных гигантов. В итоге, их судьба – охлаждение и трансформация в черные карлики.

Разборка

1. Разрядите оружие.
2. Открутите фасонную гайку на цевье.
3. Иглой на гайке выдавите штифт УСМ (слева направо), выньте его из ствольной коробки.
4. Снимите цевье.
5. Упритесь прикладом в стол и сдвиньте трубу магазина на 1-2 см вниз, выведите ее из сопряжения с кольцом газовой камеры и снимите.
6. Отделите возвратную пружину магазина, трубку магазина, поршень и цилиндр газового двигателя.
7. Извлеките пружину магазина и подаватель патронов.
8. Возьмитесь рукой за ствол, движением вперед и вниз отделите его от основания УСМ с прикладом.
9. Отведите затворную раму назад, выньте рукоятку, извлеките затвор из крышки ресивера.
10. Утопите зуб личинки затвора вниз, сдвинув ее по раме вперед.
11. Переверните затворную раму окном зуба вниз, выведите личинку из нее.

Исторический путь легионов

Протозвезда

Звездные ясли в большом Магеллановом Облаке

Молекулярное облако во время гравитационного коллапса продолжает сжиматься до тех пор, пока не исчезнет гравитационная энергия. Избыточная энергия в основном теряется через излучение. Тем не менее, сжимающееся облако со временем становится непрозрачным для собственного излучения, что приводит к сильному повышению температуры — до 60-100 К. Частицы пыли излучают в длинноволновом инфракрасном спектре в области, где облако прозрачно. Таким образом, пыль способствует дальнейшему распаду облака.

Во время сжатия плотность облака увеличивается ближе к центру, и оно становится оптически непрозрачным при достижении около 10−13 грамм на кубический сантиметр. Место наибольшего скопления массы называется первым гидростатическим ядром, где начинается процесс повышения температуры, определяемой теоремой о вириале. Газ падает в сторону непрозрачной области сталкивается с ней и создает ударные волны, дополнительно нагревающие ядро.

Составное изображение молодых звезд, вокруг молекулярного облака в созвездии Цефей

Часть сложной сети, состоящей из газовых облаков и звёздных скоплений в соседней галактике, большом Магеллановом Облаке

Когда температура ядра достигает примерно 2000 К, начинается процесс разделения водорода, соединённого в молекулы. Этот процесс сопровождается ионизацией атомов водорода и гелия. Процессы поглощения энергии сжатия продолжительны. Когда плотность падающей материи составляет порядка 10−8 грамм на см³, достигается достаточная прозрачность, чтобы высвобождать излучаемую протозвездой энергию. Сочетание конвекции внутри протозвезды и излучения её внешней части способствует дальнейшему процессу сжатия звёздной материи. Это продолжается до тех пор, пока газ сохраняет достаточно высокую температуру для поддержания внутреннего давления и таким образом препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу. Данное явление называется гидростатическим равновесием. Когда небесное тело находится на завершающем этапе образования, оно уже называется протозвездой.

Рождение протозвезды также сопровождается и образованием околозвёздного диска, который служит своеобразным резервуаром для дальнейшего формирования звезды. В частности, когда масса и температура звезды достигают достаточных отметок, сила гравитации вызывает процесс слияния звезды и диска. Материя диска «дождём» обрушивается на поверхность звезды. В этой стадии формируются биполярные струи, так называемые Объекты Хербига — Аро — небольшие участки туманности, являющиеся результатом скопления избыточной энергии в звезде и последующего выталкивания части массы материи звезды.

Когда процесс роста звезды за счёт окружающих газа и пыли прекращается, она ещё не является собственно звездой, и называется «звёздой до главной последовательности» или просто «звездой-PMS». Основным источником энергии данных объектов является процесс гравитационного сжатия, в отличие от сжигания водорода в «зрелых звездах». Процесс сжатия продолжается в соответствии с вертикальным эволюционным треком Хаяши в диаграмме Герцшпрунга — Рассела , пока не достигнет своей точки предела, с последующей фазой сжатия в соответствии с механизмом Кельвина — Гельмгольца. Во второй фазе температура звезды больше не меняется. Если масса звезды выше 0,5 M⊙{\displaystyle M_{\odot }}, то она продолжает сжиматься в соответствии с треком Хеньи и нагреваться до тех пор, пока в её недрах не запустится термоядерная реакция превращения водорода в гелий..

С момента, когда в ядре звезды начинает гореть водород, она уже считается полноценной звездой. В научной среде этап протозвезды в звездообразовании составлен исходя из массы, равной M⊙{\displaystyle M_{\odot }}, таким образом процесс образование более массивной звезды может занимать меньший промежуток времени и сопровождаться иными процессами.

В частности, если речь идёт о массивной протозвезде, (с массой выше 8 M⊙{\displaystyle M_{\odot }}), то сильное радиационное излучение препятствует падающей матери. Ранее считалось, что за счёт этого излучение может останавливать процесс дальнейшего сжатия массивных протозвёзд и предотвращать формирование звезд с массами больше, чем несколько десятков солнечных масс. Однако недавние исследования показали, что радиационная энергия может высвобождаться в виде мощных струй, способствуя очищению поверхности протозвезды и позволяя ей продолжать соединяться с материей околозвёздного диска.

Дальнейшая эволюция звезды изучается в астрофизике, как звёздная эволюция.

Протозвезда
Образование протозвезды — HOPS 383 (2015).

А также

Как мы видим звезды

Хотя звезды на небе выглядят как маленькие точки, они имеют внушительные размеры и массу. Такой визуальный эффект мы получаем из-за расстояния между ними и нашей планетой. Причем с Земли видны не все светила, а лишь их небольшая часть. Одни из них можно увидеть невооружённым глазом, другие же только с помощью специальных приборов (телескопов).

Между прочим все видимые с нашей планеты звёзды располагаются в местной группе галактик. К сожалению, остальные просто невозможно разглядеть.

Как оказалось, невооружённым глазом на небе различимы по 3 тысячи звёзд в полушарии. Так как у нас их два, то получается с Земли видны примерно 6 тысяч светил.Самой известной звездой, безусловно, является наше Солнце.

Солнце

Звездное небо привлекало и манило человека с древних времён. Действительно, невозможно не заметить такое великолепие.

На самом деле, во Вселенной более миллиарда миллиардов звёзд. Наверное, никогда не получится сосчитать их все. Потому как одни звезды рождаются, а другие умирают. Итак, беспрерывно.

Литература[ | код]

История наблюдений за звездами

Сейчас можно легко купить телескоп и наблюдать на ночным небом или воспользоваться телескопами онлайн на нашем сайте. С древних времен звезды на небе играли важную роль во многих культурах. Они отметились не только в мифах и религиозных историях, но и послужили первыми навигационными инструментами. Именно поэтому астрономия считается одной из древнейших наук. Появление телескопов и открытие законов движения и гравитации в 17 веке помогли понять, что все звезды напоминают наше Солнце, а значит подчиняются тем же физическим законам.

Фотография умирающей звезды. Изображение получено космическим телескопом Хаббл

Изобретение фотографии и спектроскопии в 19 веке (исследование длин волн света, исходящих от объектов) позволили проникнуть в звездный состав и принципы движения (создание астрофизики). Первый радиотелескоп появился в 1937 году. С его помощью можно было отыскать невидимое звездное излучение. А в 1990 году удалось запустить первый космический телескоп Хаббл, способный получить наиболее глубокий и детализированный взгляд на Вселенную (качественные фото Хаббла для различных небесных тел можно найти на нашем сайте).

Типы карликовых светил

Стоит отметить, что все объекты класса обладают небольшим размером, но могут отличаться другими характеристиками. Поэтому звезды карлики поделили на типы и разновидности.

Звёзды в космосе

Звезды белые карлики

Между прочим, белый карлик это потухшая и остывающая звезда. Другими словами, тело, находящееся на конечном этапе эволюции. Несмотря на то, что по размеру они похожи с нашей планетой, масса примерно такая же, как солнечная. Причем данный тип относится к спектральному классу А.Как вы считаете, какая звезда превращается в белый карлик и чем отличаются белые карлики от обычных звезд?По сути, звёздное тело малой и средней величины может превращаться в данный тип. Но только на завершающей стадии своего жизненного цикла. Это, так называемые вырожденные звёзды. В них давление вырожденного газа оказывает сопротивление гравитации. Кстати, именно поэтому структура белых карликов отличается от остальных светил. Поскольку высокое давление оказывает прямое воздействие на атомы. Можно сказать, что при таких условиях возникает гравитационный коллапс. В результате формируется сильно сжатая и плотная структура из атомного ядра и электронов.Правда, давление вырожденного газа не позволяет коллапсу продолжаться. И таким образом происходит превращение объекта в белое карликовое светило. Но при условии, что его масса не более солнечной в 1,4 раза. Если же она больше, то образуется нейтронная звезда.

Белый карлик

Какие звезды называют желтыми карликами?

На самом деле, желтый карлик представляет собой тип звёздных тел главной последовательности, которые относятся к спектральному классу G. По оценке учёных, их масса может быть от 0,8 до 1,2 солнечных масс.После того, как в них сгорает весь водород, жёлтая карликовая звезда расширяется и превращается в красный гигант.

Солнце (жёлтый карлик)

Оранжевые карликовые светила

Еще один тип главной последовательности звёзд малого размера и спектрального класса К. Их масса колеблется от 0,5 до 0,8 массы Солнца, а длительность жизни выше нашего главного светила.Можно сказать, что оранжевые представители находятся где-то между жёлтыми и красными собратьями.

Красные карлики

Итак, звезда красный карлик представляет собой небольшое тело с невысоким значением массы. В результате для таких космических объектов характерны низкая температура и слабый уровень светимости. Собственно говоря, по этой причине они не видны с Земли без применения специальных приборов.На диаграмме Герцшпрунга-Рассела находятся в самом низу. Главным образом, они относятся к позднему спектральному классу, чаще всего к классу М.Что интересно, наша галактика Млечный Путь богата именно на красных карликовых звёзд. По оценке астрономов, на их долю приходится до 80% всех астрономических тел в пределах нашей галактической системы.

Проксима Центавра (красный карлик)

Коричневые представители

И наконец, коричневый карлик — звезда со слабой яркостью (класс Т). Поскольку при их формировании начальная масса небольшая. Из-за чего внутри них нет ядерных реакций. Они попросту не могут возникнуть. Как оказалось, коричневые светила являются очень холодными объектами.По данным учёных, в них протекают термоядерные реакции синтеза лёгких элементов. К примеру, лития, бора, бериллия. Однако тепловыделение небольшое, поэтому ядерные процессы заканчиваются. А само космическое тело довольно скоро остывает и превращается в объекты, похожие на планеты.

Корчневый карлик

Какие звезды карлики носят названия чёрные или мёртвые

В действительности, черный карлик — небольшое холодное светило, внутри которого отсутствуют какие-либо ядерные реакции. Либо потому что массы не хватило для возникновения этих процессов, либо в ядре сгорело всё топливо и они просто погасли. Во втором случае, их называют умершими или мёртвыми звёздными телами.

Чёрный карлик

Вдобавок, выделяют субкоричневые или коричневые субкарлики. По массе они уступают коричневым карликам. Более того, это совершенно холодные космические объекты.

 Чаще всего их относят к планетам.

Упоминание в литературе

Протозвезда

В момент коллапса молекулярное облако делится на некие сгустки. Если такие плотные части имеют массу меньше 100 солнечных, то они уже способны создать звезду. Можно сказать, что это звёздный фундамент.После разделения начинается сжатие сгустков, что, в свою очередь, приводит к газовому нагреванию. И вуаля. Правда, еще не звезда, но уже сформированная, так называемая, протозвезда.

Протозвезда

Далее, всё под теми же гравитационными силами, она превращается в шарообразное тело. Правда, в момент рождения звезды, её окутывает плотное газо-пылевое облако. Поэтому звезду практически не видно.

На самом деле, эволюция протозвезды в полноценное светило возможна при достаточной массе. Собственно, чем она больше, тем больше температура внутри тела. А так как во время сжатия температура увеличивается и запускается процесс термоядерных реакций, при которых водород превращается в гелий.

Наконец, с началом реакций в ядре тела устанавливается равновесие, и гравитационный коллапс останавливается. Вот и родилась звезда.

Цикл жизни звезды

Как видно, начальный этап появления звёздного тела не просто момент, это как будто осознанное действие Вселенной. Хотя, можно сказать, это случайное чудо

В то же время запланированное, длительное и, безусловно, нужное и важное для общей структуры космоса

Однозначно, что рождение звёзд, их жизнь и смерть это функционирование и взаимодействие её составляющих частей.

Что такое звездное скопление?

Звезды обычно объединяют в группы, которые называют скоплениями. Существуют шаровые и рассеянные скопления. Шаровое скопление состоит из большого количества звезд. В рассеянном их меньше, а само скопление имеет неправильную форму.

Если между звездами провести воображаемые линии, при наличии некоторой фантазии можно увидеть различные объекты: разнообразные предметы, людей, животных, например рака, дракона, медведя и т. д. Эти небесные рисунки называются созвездиями. Астрономы различают 88 созвездий. Самые известные из них это Большая Медведица, Малая Медведица и Орион, а также зодиакальные созвездия. Раньше созвездия называли в честь мифических персонажей

Максим Галкин

С самого детства Максим выделялся среди сверстников — он был ярким, не стеснялся делать то, что хотел, и блистал на сцене сначала в садике, а потом и в школе. Он отлично исполнял все данные ему роли и безупречно пародировал знаменитых людей. Однажды он даже спародировал директора школы, но тот на него совсем не обиделся, ведь это было действительно смешно.

Все одноклассники Максима были уверены, что юноша поступит в театральное училище или в другое учреждение, связанное со сценой, но Галкин удивил всех. Он поступил на факультет теоретической и прикладной лингвистики. После окончания учебы пошел в аспирантуру и даже написал диссертацию. Первую главу работы опубликовали в научном журнале, все ждали, что Галкин блестяще ее защитит, но то время, что ему выделили на подготовку, он провел у постели умирающего отца.

После смерти папы Максиму стало не до диссертаций, и лишь подвернувшаяся тогда работа на телевидении спасла его от депрессии.

30 интересных вещей о Японии (Спойлер: особенно нас привлекло нетающее мороженое)

Том Хиддлстон – историк

Ещё один пример престижного английского образования – это Том Хиддлстон, британский актёр, являющийся выпускником Драгон Скул в Оксфорде и престижного Итонского колледжа.

Не сложно догадаться, что точкой в академическом образовании стал один из ведущих вузов страны – Кэмбридж. Выбрав классический факультет (Faculty of Classics), будущий актёр остановился на области исследования – «древняя история». Специализируясь в области культуры Древнего мира, Том говорит на латыни, знает древнегреческий, а также несколько «современных» языков – французский, испанский, немецкий и русский.

Если взять академический отпуск заберут ли в армию

Звёзды образуются сегодня?

Астрономы заявляют, что звёзды продолжают образовываться и сегодня.  Некоторые креационисты думают, что звёзды и в самом деле могут появляться в современных условиях, как и все другие существа, которые не были созданы во время Божьей созидательной работы.1 Креационист и профессор астрономии д-р Дэнни Фолкнер объясняет:

«Звёзды не настолько сложные, и так называемая «звёздная эволюция» (хотя я её и не поддерживаю) не имеет ничего общего с биологической эволюцией. Поэтому я вполне допускаю, что облако газа, сотворенное изначально Богом в особых нестабильных условиях, или сжатое ударом волны взорвавшейся рядом звезды,  могло разрушиться под действием собственной гравитации и начать нагреваться, образую новую звезду».2 

В то же самое время, креационист-астроном д-р Рон Самек не согласен с тем, что звёзды могут образовываться сегодня. Он говорит:

«Когда тёмная туманность сталкивается с эмиссионной туманностью, мы видим изображение, которое нам показывает Космический телескоп Хаббла. Пыль пробивается через горячий газ. Газ вдоль переднего края столкновения сжимается и ярко светится. В результате по краям темных «пальцев» пыли мы видим беловатые области.

Я предполагаю, что температура в этих районах составляет около 10000 K, поэтому они светятся, как поверхности звёзд, то есть белым цветом. При таких температурах газ быстро рассеивается, и шансы появления новой звезды сводятся к нулю. Поэтому мы не должны думать, что в «кончиках пальцев» этих областей из пыли появляются звезды, если только мы и на самом деле их не видим».3

1. Виланд К., Каньон и панда (статья редактора) // Creation 23(2):4, 2001 г.; creation.com/canyon.

2. Виланд К. и Сарфати Д.,«Он и звёзды сотворил …»: Интервью с креационистом-астрономом Дэнни Фолкнером // Creation 19(4):18–21, 1997 г.; creation.com/faulkner

3. Самек Р.,Звёзды образуются и сегодня? (письмо редактору) // Creation 19(1):5, 1996 г..

Какие виды звёзд бывают?

Виды звезд

Во времена, когда единственным прибором, доступным астрономам, был оптический телескоп, критерием для классификации звезд была их яркость.

Сразу же, как только появилась возможность получать спектры звезд, была разработана классификация. Она базируется на спектральном анализе. Она гораздо лучше характеризует звезды, так как дает возможность выяснить их химический состав, массу и стадию развития.

Согласно спектральному составу все звезды разбиваются на классы в зависимости от их температуры. Каждому классу присвоена буква латинского алфавита. К самому высокому классу О относят наиболее горячие звезды, температура которых достигает 30-60 тысяч градусов Кельвина. Далее с понижением температуры следуют классы B, A, F, G. Буквами от М до Т обозначают светила, температура которых ниже 2-3,5 тысяч градусов Кельвина.

Кроме того, астрономы различают следующие виды звезд:

• коричневый карлик – звезда, в которой ядерные процессы недостаточно интенсивны для того, чтобы компенсировать потери энергии от излучения;
• белый карлик – звезда в фазе перестройки структуры. В результате перестройки осуществляется переход в состояние нейтронной звезды либо черной дыры;
• красный гигант – звезда с невысокой плотностью и огромным объемом и светимостью, наиболее интенсивно излучающая в инфракрасной части спектра;
• переменная звезда – светило с переменной интенсивностью излучения;
• двойная звезда – светило, состоящее из двух шаров раскаленного газа, сходных по массе. Кстати, они вращаются по сложной траектории друг относительно друга и составляют единое целое;
• новая или сверхновая звезда – светило, цикл развития которого подошел к концу. Он заканчивается взрывом с резким, но кратковременным многократным увеличением яркости;
• нейтронная звезда – светило на поздней стадии эволюции, находящееся на стадии сжатия ядра. Поэтому она излучает не световые волны, а излучение в нейтронном, рентгеновском или радиодиапазоне;
• черная дыра – звезда, процесс сжатия ядра которой достиг стадии, в которой ее гравитационное поле у поверхности настолько сильно, что не выпускает наружу даже излучение.

Классификация

Разумеется, нейтронные звезды, как и любые другие объекты, делятся на виды. Хотя учёные установили, что они могут за свою жизнь изменяться.В основном на их развитие влияют скорость вращения вокруг своей оси и магнитное поле. Так как собственное вращение со временем тормозится, а магнитное поле слабеет, то другие свойства и процессы также меняются.

Нейтронные звезды, их типы и примеры

Радиопульсары или, по-другому, эжекторы обладают высокой вращательной скоростью и сильными магнитными полями. Они, так сказать, выталкивают заряженные релятивистские частицы, излучаемые в радиодиапазоне. Кстати, первым из данного вида звёздных тел открыли радиопульсар PSR B1919+21.

Пульсар

Пропеллеры, напротив, не выделяют заряженные частицы. Однако из-за высокой скорости вращения и силы магнитной области вещество поддерживается над поверхностью. Правда, данный тип светил сложно обнаружить и он мало изучен.

Рентгеновский пульсар или аккретор отличается тем, что в нём вещество попадает на поверхность. Потому как небольшой темп оборотов позволяет ему спускаться, но уже в состоянии плазмы. В свою очередь, она нагревается благодаря магнитному полю. Как следствие, это вещество ярко светится в рентгеновском диапазоне. А вот пульсация возникает в результате вращения, при котором происходит затмение горячей материи. К примеру, первый аккретор — Центавр X-3 не только имел пульсацию своей яркости, но и постоянно менял период колебаний.

Рентгеновский пульсар

Георотатор имеет малую вращательную скорость, что вызывает приращение массы тела с помощью силы гравитации вещества (газа) из окружающего пространства. Такой процесс, между прочим, называется аккрецией.Несмотря на это, границы области вокруг небесного тела позволяют магнитному полю удерживать плазму до того, как она окажется на поверхности.

Георотатор

Эргозвезда, на самом деле, представляет собой теоретически возможный тип. По мнению учёных, такой объект может сформироваться при слиянии или столкновении нейтронных звёзд.Предполагают, что в ней имеется эргосфера, то есть область пространства-времени, расположенная рядом с чёрной дырой. Она, по идее, лежит где-то между горизонтом событий и пределом статичности. Проще говоря, подобные объекты имеют место быть, но это не точно.

Молодые звёзды

Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть её химический состав.

Молодые звёзды малой массы

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца)[источник не указан 1525 дней], находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны, — процесс конвекции охватывает все тело звезды. Это ещё по сути протозвёзды, в центрах которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. До тех пор пока гидростатическое равновесие не установится, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца.

В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением звездного вещества. Во внешних же слоях тела звезды превалирует конвективный перенос энергии.

О том, какими характеристиками в момент попадания на главную последовательность обладают звёзды меньшей массы, достоверно неизвестно, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной[источник не указан 1106 дней]. Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.

По мере сжатия звезды начинает расти давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста температуры в ядре звезды, вызываемого сжатием, а затем и к её снижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца это не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в процессе термоядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам. Их судьба — постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся термоядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной массы

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 масс Солнца)[источник не указан 1525 дней] качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры и братья, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербига неправильными переменными спектрального класса B—F0. У них также наблюдаются диски и биполярные джеты. Скорость истечения вещества с поверхности, светимость и эффективная температура существенно выше, чем для T Тельца, поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Звезды с такими массами уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, которая компенсировала потери энергии на излучение, пока накапливалась масса для достижения гидростатического равновесия ядра.
У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают гравитационный коллапс ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, разгоняют их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд с массой больше, чем около 300 масс Солнца.