Звёздная эволюция — это процесс изменения звёзд на протяжении их жизни, включающий такие фазы, как рождение, главная последовательность, стадии гигантов и финальный коллапс в остатки, например чёрные дыры или нейтронные звёзды.Эволюция звезды — последовательность состояний под действием гравитации и термоядерных реакций. На главной последовательности (где звезда проводит ~90% жизни) горит водород в ядре. После его исчерпания ядро сжимается, внешние слои расширяются, звезда становится красным гигантом. Звёзды с массой до ~8 масс Солнца сбрасывают оболочку как планетарную туманность и оставляют белый карлик. Более массивные доходят до синтеза железа, после чего коллапсируют и взрываются как сверхновые типа II, порождая нейтронную звезду или чёрную дыру.
Мысль о ядерном источнике звёздной энергии высказал Эддингтон в 1920-х. В 1938 году Бете и Вайцзеккер описали цепочки синтеза водорода. Чандрасекар в 1931-м вычислил предел массы белого карлика (Chandrasekhar limit). Хойл в 1940–50-х показал, как в звёздах синтезируются элементы тяжелее водорода, а Бербидж с соавторами (B²FH, 1957) представила схему нуклеосинтеза. Современные численные модели эволюции учитывают тысячи реакций.
Основное уравнение гидростатического равновесия: dP/dr = –G M(r) ρ / r², где P — давление, M(r) — масса внутри радиуса r. Термоядерные реакции дают энергию по закону ε ~ ε₀ ρ T^n. Эволюция прослеживается численно с учётом уравнения состояния (идеальный газ, вырожденный электронный газ и т.д.) и переноса излучения. Ключевой параметр — масса. Звёзды с массой выше ~0.4 M☉ проходят стадию красного гиганта. Предел Чандрасекара ограничивает массу белого карлика; при его превышении возможен коллапс в нейтронную звезду.
Углерод и кислород в наших телах — пепел звёздных костров; зная эволюцию, мы предсказываем будущее Солнца и ищем планеты у старых звёзд.
Солнце ежеминутно теряет 240 миллионов тонн массы, превращая её в свет, но за всю жизнь истратит лишь 0.7% своего вещества.
