КОНТРАКЦИОННАЯ ФАЗА ЗВЕЗДНОЙ ЭВОЛЮЦИИ
В настоящее время наиболее широким признанием пользуется идея о зарождении звезд путем конденсации газопылевого межзвездного вещества (см. главу VI). Под действием сил тяготения первоначально очень большое холодное сгущение пыли и газа принимает сферическую форму и начинает сжиматься. При этом за счет уменьшения потенциальной энергии происходит разогревание и отдача тепловой энергии в окружающее пространство, по схеме эволюции Гельмгольца — Кельвина [см. § 17, формулы (1)—(10)]. Эта фаза развития звезды называется контракционной (contractio — лат. — сжатие).
Гравитационная энергия является единственным источником нагрева сжимающейся звезды лишь в начале контракционной фазы. В это время перенос энергии внутри звезды осуществляется только путем конвекции. После того как звезда достигает довольно высокой светимости, она очень быстро эволюционирует по диаграмме Г — Р почти вертикально вниз, что вызывается быстрым уменьшением радиуса и, следовательно, повышением ее внутренней температуры.
На этом этапе во внешней оболочке звезды открывается дорога для сгорания дейтерия, согласно второй строке протон-протонного цикла (см. § 17)
Процесс этот длится недолго, так как дейтерия немного и существенного замедления падения светимости звезды не произойдет. Вступают в строй и другие низкотемпературные ядерные реакции, связанные с выгоранием таких элементов, как Li, Be, В, мало обильных и потому мало элективных в энергетическом отношении. Но в центре звезды возникает область лучистого равновесия с температурным градиентом, меньшим, чем при конвекции. С ростом лучистого ядра гравитационное сжатие замедляется, а падение светимости вовсе прекращается, сменяясь небольшим повышением. Так как при этом радиус звезды все еще уменьшается, температура поверхности звезды начинает расти и путь эволюции звезды по диаграмме Г — Р поворачивает налево, все более приближаясь к главной последовательности (рис. 105, а). На этой стадии начинается сгорание водорода и скорость эволюции звезды сильно снижается. Если на предыдущие стадии развития звезды затрачивались немногие миллионы лет, то теперь для достижения главной последовательности звезде требуются многие десятки миллионов лет, а у звезды с массой в 
сотни миллионов лет.
Рис. 105. Контракцнонная фаза эволюции звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. а) Эволюционные пути двух звезд с массами в пять и одну солнечную массу. Цифрами указаны возрасты звезды, приблизительно от начала конденсации до сотен тысяч лет у звезды с 
миллиона лет у звезды 
(рисунок заимствован из Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 1975, v. 13). б) Диаграмма Герцшпруига — Pecсела для рассеянного звездного скопления NGC 2264 (заштриховано) и линии равного возраста на ней для звезд разных масс в контракционной фазе развития. В то время как массивные звезды успели давно достичь главной последовательности, звезды, по массе близкие к Солнцу, еще находятся правее главной последовательности. Расположение звезд и линии равного возраста указывают на то, что скопление NGC 2264 вряд ли старше 5 млн лет. Заштрихованная овальная область справа указывает на положение красных звезд, наблюдаемых в окрестностях туманности Ориона
Рассмотренный нами контракционный участок эволюции звезды начинается с фазы высокой светимости при умеренной температуре. К этому состоянию звезда приходит путем быстрого скачка из состояния холодного (<1000 К) и слабо светящегося объекта.
Эти фазы разделены этапом неустойчивости, связанной с ионизацией основной массы водородных и гелиевых атомов, наступающей при температуре от 10 до 50 тыс. Кельвинов в глубинах звезды. Увеличение светимости настолько велико (в 200—400 раз для звезд солнечной массы), что наблюдателем оно будет отмечено как рождение звезды, ранее не существовавшей. Подобное появление фактически наблюдалось в окрестностях туманности Ориона в виде звездообразных узелков, выявляющихся при сопоставлении фотографий, разделенных десятками лет.
Особенную известность приобрела звезда FU Ориона (FU Ori), связанная с глобулой, кометообразной туманностью и яркой водородной туманностью. Эта звезда испытывала быстрые с точки зрения звездной эволюции изменения блеска (на 
за год), соответствующие нашим теоретическим представлениям о протозвездной фазе эволюции звезды, а именно этапу между фазами 2 и 3 на эволюционных треках рис. 105, а. Содержание лития в ее атмосфере более чем в сто раз богаче, чем у Солнца, а ведь именно Li «выгорает» первым в процессе звездной эволюции.
