К главной последовательности относятся те звезды, которые находятся в основной фазе своей эволюции. Это, если сравнивать с человеком, период зрелости, период относительной устойчивости. Все звезды проходят эту фазу, одни быстрее (тяжелые звезды), другие - дольше (легкие звезды). В жизни каждой звезды этот период является самым продолжительным.

Е сли рассматривать диаграмму Герцшпрунга - Рессела, то звезды главной последовательности располагаются по диагонали из верхнего левого угла(высокие светимости) в нижний правый (низкие светимости). Положение звезд на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла зависит от массы, химического состава звёзд и процессов выделения энергии в их недрах. Звёзды на Главной последовательносте имеют одинаковый источник энергии (термоядерные реакции горения водорода, так что их светимость и температура (а следовательно, положение на Главной последовательносте) определяются главным образом массой; самые массивные звёзды (М~50M Солнца) располагаются в верхней (левой) части Главной последовательности, а с продвижением вниз по Главной последовательносте массы звёзд убывают до М~0,08M Солнца.

Н а Главную последовательность звёзды попадают после стадии гравитационного сжатия, приводящего к появлению в недрах звезды термоядерного источника энергии. Начало стадии Главной последовательности определяется как момент, когда потери энергии химически однородной звезды на излучение полностью компенсируются выделением энергии в термоядерных реакциях. Звёзды в этот момент находятся на левой границе Главной последовательности, именуемой начальной Главной последовательностью или Главной последовательностью нулевого возраста. Окончание стадии Главной последовательности соответствует образованию у звезды однородного гелиевого ядра. Звезда уходит с Главной последовательности и становится гигантом. Разброс звёзд на наблюдаемой Главной последовательносте обусловлен, кроме эффектов эволюции, различиями в начальном химическом составе, вращением и возможной двойственностью звезды.

У звёзд с М<0,08M Солнца время гравитационного сжатия превышает время жизни Галактики, и поэтому они не достигли Главной последовательности и находятся несколько правее неё. У звёзд с массами 0,08M Солнца стадия термоядерного горения водорода столь продолжительна, что они за время жизни Галактики не успели покинуть Главной последовательности. У более массивных звёзд время жизни на Главной последовательносте ~90% всего времени их эволюции. Именно этим объясняется преимущественная концентрация звезд в области Главной последовательности.

А нализ Главной последовательности играет особенно важную роль при исследовании звёздных групп и скоплений, т. к. по мере увеличения их возраста точка, в которой Главная последовательность скопления начинает заметно отклоняться от начальной Главной последовательности, смещается в область меньших светимостсй и более поздних спектральных классов, и поэтому положение точки поворота Главной последовательности может служить индикатором возраста звездного скопления.

The Hertzsprung-Russell Diagram (HR Diagram)

© Знания-сила

Диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела

Важнейшими физическими характеристиками звезды являются температура и абсолютная звездная величина. Температурные показатели тесно связаны с цветом звезды, а абсолютная звездная величина - со спектральным классом. Вспомним, что согласно используемой в настоящее время классификации, звёзды в соответствии с их спектрами, как уже было сказано в разделе сайта "Спектральные классы", делятся на семь основных спектральных классов. Они обозначены латинскими буквами O, B, A, F, G, K, М . Именно в этой последовательности температура звёзд понижается от нескольких десятков тысяч градусов для класса O (очень горячие звёзды) до 2000-3000 градусов для звёзд класса М .

Т.е. мера блеска, выражается количеством энергии, излучаемой звездой. Её можно вычислить теоретически, зная расстояние до звезды.

В 1913 году́ датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский Генри Норрис Ре́ссел независимо друг от друга пришли к одной идее построить теоретический график, связывающий два основных звездных параметра - температуру и абсолютную звёздную величину. В результате получилась диаграмма, которой были присвоены имена двух астрономов - диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела (сокр. HRD) , или, проще, диаграмма Г-Р. Как мы увидим далее, диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела помогает разобраться в эволюции звёзд. Кроме того, она широко применяется и для определения расстояний до звёздных скоплений.

Каждой точке на этой диаграмме соответствует звезда. По оси́ ординат (вертикальная ось) отложена светимость звезды, а по оси́ абсцисс (горизонтальная ось) температура её поверхности. Если по цве́ту звезды определить её температуру, то в нашем распоряжении будет одна из величин, нужных для построения диаграммы Г-Р. Если известно расстояние до звезды, то по её видимой яркости на небе можно определить светимость. Тогда в нашем распоряжении будут обе величины́, необходимые для построения диаграммы Г-Р, и мы сможем поставить на этой диаграмме точку, которая соответствует нашей звезде.

Солнце помещается на диаграмме напротив светимости 1, а поскольку температура поверхности Солнца составляет 5800 градусов, то оно оказывается почти в середине диаграммы Г-Р.

Звёзды, светимость которых больше солнечной, расположены на диаграмме выше. Например, число 1000 означает, что на этом уровне размещаются звёзды, светимость которых в 1000 раз больше светимости Солнца.

Звёзды с меньшей светимостью, как, например, Сириус B - белый карлик из системы Сириуса, - лежат ниже. Звёзды, которые горяче́е Солнца, как, например, Сириус А и Дзета Возничего В - горячая звезда из системы Дзета Возничего и Спи́ка из созвездия Девы, лежат слева от Солнца. Более холодные звёзды, как Бетельгейзе и красный сверхгигант из системы Дзета Возничего, лежат справа.

Поскольку холодные звёзды излучают красный свет, а горячие - белый или голубой, то на диаграмме справа расположены красные звёзды, а слева - белые или голубые. Вверху на диаграмме лежат звёзды с большой светимостью, а внизу - с малой.

Главная последовательность

Бóльшая часть звёзд на диаграмме Г-Р располагается в пределах диагональной полосы́, идущей из верхнего левого угла в нижний правый. Эта полоса́ называется "главной последовательностью" . Звёзды, располагающиеся на ней, называются "звёздами главной последовательности". Наше Солнце относится к звёздам главной последовательности и расположено в той её части, которая соответствует желтым звёздам. В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звёзды, а справа внизу - самые тусклые и, как следствие, долгоживущие.

Звёзды главной последовательности находятся в самой "спокойной" и стабильной фазе своего существования, или, как принято говорить, фазе жизни.

Источником их энергии являются . По современным оценкам теории звездной эволюции, эта фаза составляет около 90% жизни любой звезды. Именно поэтому большинство звёзд принадлежит главной последовательности.

Согласно теории звездной эволюции, когда запасы водорода в недрах звезды заканчиваются, она покидает главную последовательность, отклоняясь вправо. При этом температура звезды всегда падает, а размер быстро возрастает. Начинается сложное, всё более ускоряющееся движение звезды по диаграмме.

Красные гиганты и белые карлики

Отдельно - правее и выше главной последовательности расположена группа звезд с очень высокой светимостью, причем, температура таких звёзд относительно низка́ - это так называемые красные звёзды-гиганты и сверхгиганты . Это холодные звёзды (приблизительно 3000°С), которые, однако, гораздо ярче звезд с такой же температурой, находящихся в главной последовательности. Один квадратный сантиметр поверхности холодной звезды излучает в секунду относительно малое количество энергии. Большая общая светимость звезды объясняется тем, что велика́ площадь её поверхности: звезда должна быть очень большой. Гига́нтами называют звёзды, диаметр которых больше диаметра Солнца в 200 раз.

Точно так же мы можем рассмотреть и левую нижнюю часть диаграммы. Там расположены горячие звёзды с низкой светимостью. Поскольку квадратный сантиметр поверхности горячего тела излучает в секунду много энергии, а звёзды из левого нижнего угла диаграммы имеют низкую светимость, то мы должны прийти к выводу, что они невелики по размерам. Слева внизу, таким образом, располага́ются белые карлики , очень плотные и компактные звёзды размерами в среднем в 100 раз меньше Солнца, диаметром, соизмеримым с диаметром нашей планеты. Одна из таких звезд, к примеру, - спутник Сириуса, называемый Сириус B .

Звёздные последовательности диаграммы Герцшпрунга-Ре́ссела в принятой условной нумерации

На диаграмме Герцшпрунга-Ре́ссела кроме рассмотренных нами выше последовательностей, астрономы фактически выделяют ещё несколько последовательностей, а главная последовательность имеет условный номер V . Перечислим их:

Iа - последовательность ярких сверхгигантов,
Ib - последовательность слабых сверхгигантов,
II - последовательность ярких гигантов,
III - последовательность слабых гигантов,
IV - последовательность субгигантов,
V - главная последовательность,
VI - последовательность субка́рликов,
VII - последовательность белых карликов.

В соответствии с такой классификацией, наше Солнце с его спектральным классом G2 обозначают как G2V .

Таким образом, уже из общих соображений, зная свети́мость и температуру поверхности, можно оценить размер звезды. Температура говорит нам, сколько энергии излучает один квадратный сантиметр поверхности. Светимость, равная энергии, которую излучает звезда за единицу времени, позволяет узнать величину́ излучающей поверхности, а следовательно, и радиус звезды.

Необходимо также сделать огово́рку, что измерить интенсивность света, приходящего к нам от звёзд, не так-то просто. Атмосфера Земли пропускает не всё излучение. Коротковолно́вый свет, например, в ультрафиолетовой области спектра, не доходит до нас. Следует ещё отметить, что видимые звёздные величи́ны удаленных объектов ослабляются не только вследствие поглощения атмосферой Земли, но ещё и из-за поглощения света пыли́нками, имеющимися в межзвездном пространстве. Понятно, что от этого мешающего фактора нельзя избавить даже космический телескоп, который работает вне атмосферы Земли.

Но и интенсивность света, прошедшего сквозь атмосферу, можно измерять по-разному. Человеческий глаз воспринимает лишь часть света, излуча́емого Солнцем и звездами. Световые лучи разной длины, имеющие разный цвет, не одинаково интенсивно воздействуют на сетчатку глаза, фотопластинку или электронный фото́метр. При определении светимости звёзд учитывают лишь свет, который воспринимается человеческим глазом. Следовательно, для измерений надо использовать инструменты, которые с помощью цветных фильтров имитируют цветовую чувствительность человеческого гла́за. Поэтому на диаграммах Г-Р часто вместо истинной светимости указывают светимость в видимой области спектра, воспринимаемой глазом. Её называют также визуальной светимостью. Величи́ны истинной (болометрической) и визуальной светимости могут различаться достаточно сильно. Так, например, звезда, масса которой в 10 раз больше солнечной, излучает примерно в 10 тысяч раз больше энергии, чем Солнце, в то время как в видимом диапазоне спектра она всего в 1000 раз ярче Солнца. По этой причине спектральный тип звезды сегодня часто заменяют на другой эквивалентный параметр, называемый "показателем цвета"; или "индексом цвета" , отображаемый на горизонтальной оси́ диаграммы. В современной астрофизике индекс цвета представляет собой, по сути, разницу между звёздными величинами звезды в различных диапазонах спектра (принято измерять разницу между звёздными величинами в синей и видимой части спектра, называ́емую B-V или B минус V от английского Blue и Visible ). Этот параметр показывает количественное распределение энергии, которую звезда излучает на разных дли́нах волн, а это напрямую связано с температурой поверхности звезды.

Диаграмма Г-Р обычно приводится в следующих координатах:
1. Светимость - эффективная температура.
2. Абсолютная звездная величина - показатель цвета.
3. Абсолютная звездная величина - спектральный класс.

Физический смысл диаграммы Г-Р

Физический смысл диаграммы Г-Р заключается в том, что после нанесения на неё максимального числа экспериментально наблюдаемых звёзд, по их расположе́нию можно определить закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости. Если бы между свети́мостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звёзды распределялись бы на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерно распределенных группировок звёзд, только что рассмотренных нами, называемых последовательностями.

Диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела оказывает огромную помощь в изучении эволюции звезд на протяжении их существования. Если бы было возможным проследить за эволюцией звезды в течение всей её жизни, т.е. в течение нескольких сотен миллионов или даже нескольких миллиардов лет, мы бы увидели её медленное смещение по диаграмме Г-Р в соответствии с изменением физических характеристик. Передвижения звёзд по диаграмме в зависимости от возраста называют эволюционными треками.

Другими словами, диаграмма Г-Р помогает понять, как звёзды эволюционируют на протяжении всего своего существования. Обратным расчетом с помощью этой диаграммы можно вычислить расстояния до звезд.

Уважаемые посетители!

У вас отключена работа JavaScript . Включите пожалуйста скрипты в браузере, и вам откроется полный функционал сайта!

Звезды главной последовательности

Единицы измерения

Большинство звёздных характеристик как правило выражается в СИ, но также используется и СГС (к примеру, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:

Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы как световой год и парсек

Большие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёздных систем часто выражаются с использованием

астрономической единицы (а. е.) - среднее расстояние между Землёй и Солнцем (150 млн км).

Рис.1 – Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Виды звёзд

Классификации звёзд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее делœение звёзд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звёздную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму ʼʼАбсолютная звёздная величинаʼʼ - ʼʼспектральный классʼʼ различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела ) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.

Теперь, когда есть теория внутреннего строения звезд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существования классов звезд. Оказалось, что всё многообразие видов звёзд - это не более чем отражение количественных характеристик звёзд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа, на котором в данный момент находится звезда.

В каталогах и на письме класс звёзд пишется в одно слово, при этом сначала идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определён, пишется буквенный диапазон, к примеру, O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.

Наиболее многочисленный класс звёзд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звёзд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность - это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелœее гелия (металличностью).

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработана в Гарвардской обсерватории в 1890 - 1924 годах.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Класс	Температура, K	Истинный цвет	Видимый цвет	Основные признаки
O	30 000-60 000	голубой	голубой	Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N.
B	10 000-30 000	бело-голубой	бело-голубой и белый	Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II.
A	7500-10 000	белый	белый	Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов
F	6000-7500	жёлто-белый	белый	Сильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti.
G	5000-6000	жёлтый	жёлтый	Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN.
K	3500-5000	оранжевый	желтовато-оранжевый	Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения TiO.
M	2000-3500	красный	оранжево-красный	Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов.

Коричневые карлики

Коричневые карлики - это тип звёзд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в серединœе XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звезд. При этом в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звёзд подобного типа. Их спектральный класс М - T. В теории выделяется ещё один класс - обозначаемый Y.

Звезды главной последовательности - понятие и виды. Классификация и особенности категории "Звезды главной последовательности" 2017, 2018.

Звезды являются наиболее интересными астрономическими объектами, и представляют собой наиболее фундаментальные строительные блоки галактик. Возраст, распределение и состав звезд в галактике позволяет определить ее историю, динамику и эволюцию. Кроме того, звезды несут ответственность за производство и распределение в космическом пространстве тяжелых элементов, таких как углерод, азот, кислород, а их характеристики тесно связаны с планетарными системами, которые они образуют. Поэтому изучение процесса рождения, жизни и смерти звезд занимает центральное место в астрономической области.

Рождение звезд

Звезды рождаются в облаках пыли и газа, которые разбросаны в большинстве галактик. Ярким примером распределения такого облака является туманность Ориона.

Представленное изображение сочетает в себе изображения в видимо и инфракрасном диапазоне волн, полученные от космического телескопа Hubble и Spitzer. Турбулентность в глубине этих облаков приводит к созданию узлов с достаточной массы для начала процесса разогревания материала в центре этого узла. Именно это горячее ядро, более известное как протозвезда однажды сможет стать звездой.

Трехмерное компьютерное моделирование процесса формирования звезд показывает, что вращающиеся газовопылевые облака могут разрушиться на две или три части; это объясняет, почему большинство звезд в Млечном пути находятся в парах или небольших группах.

Не весь материл, из газопылевого облака попадает в будущую звезду. Оставшийся материал может образовать планеты, астероиды, кометы или просто остаться в виде пыли.

Главная последовательность звезд

Звезде размером с наше Солнце требуется порядка 50 миллионов лет чтобы созреть с момента образования до взрослого состояния. Наше Солнце будет находиться в этой фазе зрелости в течении примерно 10 миллиардов лет.

Звезды питаются энергией выделяемой в процессе ядерного синтеза водорода с образованием гелия в своих недрах. Отток энергии их центральных областей звезды обеспечивает необходимое давление для предотвращения коллапса звезды под действием собственности силы тяжести.

Как показано в диаграмме Герцшпрунга-Рассела, главная последовательность звезд охватывает широкий спектр светимости и цвета звезд, которые могут быть классифицированы в соответствии с этими характеристиками. Самые маленькие звезды известны как красные карлики, имеют массу около 10% массы Солнца и излучают только 0.01 % энергии по сравнению с нашим светилом. Температура их поверхности не превышает 3000-4000 К. Несмотря на свои миниатюрные размеры, красные карлики являются на сегодняшний день самым многочисленным типом звезд во Вселенной и имеют возраст десятки миллиардов лет.

С другой стороны, наиболее массивные звезды, известные как гипергиганты, могут иметь массу в 100 или более раз, больше массы Солнца и температуру поверхности более 30 000 К. Гипергиганты выделяют в сотни тысяч раз больше энергии, чем Солнце, но имеют время жизни всего несколько миллионов лет. Столь экстремальные звезды, как полагают ученые были широко распространены в ранней Вселенной, сегодня же они встречаются крайне редко - во всем Млечном пути известно несколько гипергигантов.

Эволюция звезды

В общих чертах, чем больше звезда, тем короче ее продолжительность жизни, хотя все кроме сверхмассивных звезд живут миллиарды лет. Когда звезда полностью вырабатывает водород в своем ядре, ядерные реакции в ее недрах прекращаются. Лишенное энергии ядро, необходимое для своего поддержания, начинает разрушаться в себя и становиться намного горячее. Оставшийся водород за пределами ядра продолжает поддерживать ядерную реакцию за пределами ядра. Все более и более горячее ядро начинает выталкивать внешние слои звезды наружу, заставляя звезду расширяться и охлаждаться, превращая ее в красного гиганта.

Если звезда достаточно массивна, процесс коллапса ядра может довести его температуру до достаточного уровня чтобы поддерживать более экзотические ядерные реакции, которые потребляют гелий и производят различные тяжелые элементы, вплоть до железа. Тем не менее, такие реакции дают только временную отсрочку от глобальной катастрофы звезды. Постепенно, внутренние ядерные процессы звезды становятся все более нестабильными. Эти изменения вызывают пульсацию внутри звезды, которая в дальнейшем приведет к сбросу внешних оболочки, окружая себя облаком газа и пыли. Что происходит дальше зависит от размера ядра.

Дальнейшая судьба звезды в зависимости от массы ее ядра

	Для средних звезд, подобных Солнцу, процесс освобождения ядра от внешних слоев продолжается до тех пор, пока весь окружающий е материал не будет выброшен. Оставшееся, сильно разогретое ядро называется белый карлик. Белые карлики имеющие размер сравнимой с Землей, имеет массу полноценной звезды. До недавнего времени они оставались загадкой для астрономов - почему не происходит дальнейшее разрушение ядра. Квантовая механика разрешила эту загадку. Давление быстро движущихся электронов спасает звезду от коллапса. Чем массивнее ядро, тем более плотный карлик образуется. Таким образом, чем меньше размер белого карлика, тем более он массивен. Эти парадоксальные звезды довольно часто встречаются во Вселенной - наше Солнце через несколько миллиардов лет тоже превратиться в белого карлика. Ввиду отсутствия внутреннего источника энергии, белые карлики со временем остывают и исчезают в бескрайних просторах космического пространства.
	Если белый карлик образовался в двойной или кратной звездной системе, окончание его жизни может быть более насыщенным известным как образование новой звезды. Когда астрономы данному событию дали такое название, они действительно думали что происходит образование новой звезды. Однако сегодня известно что на самом деле речь идет о очень старых звездах - белых карликах. Если белый карлик находится достаточно близко к звезде компаньону, его гравитация может перетянуть на себя водород из внешних слоев атмосферы своего соседа и создать свой собственных поверхностный слой. Когда собирается достаточное количество водорода на поверхности белого карлика, происходит взрыв ядерного топлива. Это приводит к увеличению его яркости и сбрасывания оставшегося материала с поверхности. В течении нескольких дней, яркость звезды падает и цикл начинается снова. Иногда, особенно у массивных белых карликов (масса которых больше 1,4 массы Солнца) может обрастать настолько большим количеством материала, что во время взрыва они разрушаются полностью. Этот процесс известен как рождение сверхновой звезды.
	Звездам главной последовательности с массой около 8 и более масс Солнца суждено умереть в результате мощного взрыва. Этот процесс называют рождением сверхновой звездой. Сверхновая звезда это не просто большая новая звезда. В новой звезде взрываются только поверхностные слои, в то время как в сверхновой происходит коллапс самого ядра звезды. В результате происходит высвобождение колоссального количества энергии. В период от нескольких дней до нескольких недель, сверхновая может затмить своим светом целую галактику. Термины Новая и Сверхновая звезда не совсем точно определяют суть процесса. Как мы уже знаем, физически, образование новых звезд не происходит. Происходит разрушение уже существующих звезд. Объясняет подобное заблуждение несколько исторических случаев, когда на небе появлялись яркие звезды, которые до этого времени были практически или полностью невидны. Этот эффект и появления новой звезды и повлиял на терминологию.
	Если в центре сверхновой звезды расположено ядро с массой от 1,4 до 3 масс Солнца, разрушение ядра будет продолжаться до тех пор пока электроны и протоны не объединятся и не создадут нейтроны, которые впоследствии образуют нейтронную звезду. Нейтронный звезды являются невероятно плотными космическими объектами — их плотность сопоставима с плотностью атомного ядра. Так как большое количество массы упаковано в маленьком объеме, гравитация на поверхности нейтронной звезды просто запредельна Нейтронные звезды имеют большие магнитные поля, которые могут ускорить атомные частицы вокруг ее магнитных полюсов производя мощные пучки радиации. Если такой пучок ориентирован в сторону Земли, то мы можем регистрировать регулярные импульсы в рентгеновском диапазоне от этой звезды. В таком случае она называется пульсаром.
	Если ядро звезды более 3 солнечных масс, то в процессе его коллапса образуется черная дыра: бесконечно плотный объект, гравитация которого настолько сильна, что даже свет не может покинуть ее. Так как фотоны это единственный инструмент, благодаря которому мы может изучать вселенную, обнаружение черных дыр напрямую невозможно. О их существовании можно узнать только косвенно. Одним из главных косвенных факторов указывающих на существовании в определенной области черной дыры является ее огромная гравитация. Если рядом с черной дырой расположен какой-либо материал — чаще всего это звезды-компаньоны — он будет захвачен черной дырой и притянут к ней. Притянутая материя будет двигаться в сторону черной дыры по спирали образуя вокруг нее диск, который нагревается до огромных температур, испуская обильное количество рентгеновских и гамма-лучей. Именно их обнаружение, косвенно указывает на существование рядом со звездой черной дыры.

Полезные статьи которые ответят на большинство интересных вопросов о звездах.

Объекты глубокого космоса