Жұлдыздар эволюциясы

1 Бас тізбектіктегі жұлдыздар эволюциясы
2 Жұлдыздар эволюциясының ақырғы кезеңдері

а) Бас тізбектің жоғарғы бөлігінің жұлдыздары
Бұл массасы Күн массасынан үлкен жұлдыздар. Олардағы температура мен қысым кейінгі спектрлік класс жұлдыздарына қарағанда жоғары және термоядролық энергия бөлінуі көміртегі циклы арқылы жылдам жүреді. Бұдан бас тізбекте орныққан ыстық жұлдыздар жас жұлдыздар екенін білеміз.
Энергияның бөлінуі өте жоғарғы температураға байланысты (Т) және ол Стефан–Больцман заңына байланысты Т4 дәрежесіне байланысты өседі. Сондықтан энергияны заттың өзі тасымалдау керек және бас тізбектегі жұлдыздар қойнауында орталық конвективтік аймақтар пайда болды. Массасы 10 Күн массасындай жұлдыздардың ішкі конвективтік аймағының радиусы жұлдыз радиусының ¼ - не жуық болады, ал центріндегі тығыздық орташадан 25 есе көп. Конвективтік ядроны қоршап тұрған жұлдыздар қабаты сәулелік тепе-теңдікте болады (Күндегідей).
ә) Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздар
Бұл жұлдыздар Күнге ұқсас. Протон-протондық реакция нәтижесінде бөлінетін энергияның қуаты температурадан тәуелді. Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздарда сыртқы конвективтік қабаттар пайда болады. Жұлдыз суық болған сайын аралау тереңдігі жоғары болады. Егер Күннің 2%-ке жуығы ғана конвекция қабаттары болса, ал массасы 0,6 Күн массасына тең ергежейлілерде аралауда бүкіл массаның 10%-ы қатысады.
б) Субергежейлілерде ауыр элементтер аз.
Субергежейлілер – кәрі жұлдыздар, олар Галактика дамуының ертеректегі кезеңдерінде пайда болды. Ауыр элементтердің аз болуы себептен субергежейлердің заты бас тізбектегі жұлдыздармен салыстырғанда мөлдір болып табылады, ондағы сәулелік энергия тасымалдануы жеңіл болады.