ДО основна последователностТе включват онези звезди, които са в основната фаза на своята еволюция. Това, в сравнение с човек, е период на зрялост, период на относителна стабилност. Всички звезди преминават през тази фаза, някои по-бързо (тежки звезди), други по-дълго (леки звезди). В живота на всяка звезда този период е най-дълъг.

д Ако разгледаме диаграмата на Hertzsprung-Russell, тогава звездите от главната последователност са разположени диагонално от горния ляв ъгъл (висока светимост) до долния десен (ниска яркост).

Положението на звездите върху диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел зависи от масата, химичния състав на звездите и процесите на освобождаване на енергия в техните вътрешности. Звездите от Главната последователност имат един и същ източник на енергия (термоядрени реакции на изгаряне на водород, така че тяхната яркост и температура (и следователно позиция в Главната последователност) се определят главно от масата; най-масивните звезди (M~50M от Слънцето) са разположени в горната (лява) част на Главната последователност и докато се движим надолу по Главната последователност, масите на звездите намаляват до M~0,08M от Слънцето. Н и звездите влизат в основната последователност след етапагравитационна компресия , което води до появата на термоядрен източник на енергия в недрата на звездата. Началото на етапа на основната последователност се определя като моментът, когато загубата на енергия на химически хомогенна звезда чрез излъчване е напълно компенсирана от освобождаването на енергия втермоядрени реакции

. Звездите в този момент са на лявата граница на Главната последователност, наречена първоначална Главна последователност или Главна последователност от нулева възраст. Краят на етапа на основната последователност съответства на образуването на хомогенно хелиево ядро ​​в звездата. Звездата напуска Главната последователност и се превръща в гигант. Разсейването на звездите в наблюдаваната главна последователност се дължи, в допълнение към еволюционните ефекти, на разликите в първоначалния химичен състав, въртенето и възможната бинарност на звездата. За звезди с M<0,08M на Слънцето времето на гравитационно свиване надвишава живота на Галактиката и следователно те не са достигнали Главната последователност и са разположени малко вдясно от нея. За звезди с маса 0,08 M ​​от Слънцето етапът на термоядрено изгаряне на водород е толкова дълъг, че те не са имали време да напуснат основната последователност по време на живота на Галактиката. По-масивните звезди имат живот на Главната последователност от ~90% от цялото им еволюционно време. Това обяснява преобладаващата концентрация на звезди в района на главната последователност.

А Анализът на основната последователност играе особено важна роля важна ролякогато изучавате звездни групи и клъстери, тъй като с нарастването на възрастта им, точката, в която Главната последователност на клъстера започва да се отклонява забележимо от първоначалната Главна последователност, се измества към района на по-ниска светимост и по-късни спектрални класове, и следователно позицията на повратната точка на Главната последователност може да служи като индикатор за възрастта на звездния куп.

Диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел (HR диаграма)

© Знанието е сила

Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел

Най-важното физически характеристикизвездите са температура и абсолютна величина. Температурните индикатори са тясно свързани с цвета на звездата, а абсолютната величина е тясно свързана със спектралния клас. Нека си припомним, че според използваната в момента класификация, звездите, в съответствие с техните спектри, както вече беше споменато в раздела „Спектрални класове“ на сайта, се разделят на седем основни спектрални класа. Те са маркирани с латински букви O, B, A, F, G, K, M. Именно в тази последователност температурата на звездите пада от няколко десетки хиляди градуса за клас O (много горещи звезди) до 2000-3000 градуса за клас M звезди.

Тези. мярка за блясък, изразена чрез количеството енергия, излъчвана от звезда. Може да се изчисли теоретично, като се знае разстоянието до звездата.

През 1913 г. датският астроном Ейнар Херцспрунг и американецът Хенри Норис Ръсел независимо един от друг излязоха с идеята да построят теоретична графика, свързваща два основни звездни параметъра - температура и абсолютна величина. Резултатът беше диаграма, на която бяха дадени имената на двама астрономи - диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел (HRD), или, по-просто, G-R диаграма. Както ще видим по-късно, диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел помага да се разбере еволюцията на звездите. В допълнение, той се използва широко за определяне на разстояния до звездни купове.

Всяка точка на тази диаграма съответства на звезда. По ординатната ос ( вертикална ос) се нанася светимостта на звездата, а по оста x (хоризонталната ос) е температурата на нейната повърхност. Ако определим нейната температура по цвета на звезда, тогава ще имаме на разположение една от величините, необходими за построяването на G-R диаграма. Ако разстоянието до звезда е известно, тогава нейната яркост може да се определи от нейната видима яркост в небето. Тогава ще имаме на наше разположение и двете количества, необходими за построяването на H-R диаграмата, и ще можем да поставим точка на тази диаграма, която съответства на нашата звезда.

Слънцето е поставено срещу светимост 1 на диаграмата и тъй като температурата на повърхността на Слънцето е 5800 градуса, то е почти в средата на H-R диаграмата.

На диаграмата по-горе са разположени звезди, чиято яркост е по-голяма от тази на Слънцето. Например числото 1000 означава, че на това ниво има звезди, чиято яркост е 1000 пъти по-голяма от яркостта на Слънцето.

Звезди с по-ниска яркост, като Сириус B, бяло джудже от системата Сириус, лежат по-ниско. Звезди, които са по-горещи от Слънцето, като Сириус A и Zeta Aurigae B - гореща звездаот системата Zeta Aurigae и Spica от съзвездието Дева, лежат вляво от Слънцето. По-хладни звезди като Бетелгейзе и червения свръхгигант Zeta Aurigae лежат вдясно.

Тъй като хладните звезди излъчват червена светлина, а горещите звезди излъчват бяла или синя светлина, диаграмата показва червени звезди отдясно и бели или сини звезди отляво. В горната част на диаграмата са звезди с висока светимост, а в долната – с ниска светимост.

Основна последователност

Повечето от звездите на H-R диаграмата са разположени в диагоналната ивица, минаваща от горния ляв към долния десен ъгъл. Тази лента се нарича "главна последователност" . Звездите, разположени върху него, се наричат ​​"звезди от главната последователност". Нашето Слънце принадлежи към звездите на главната последователност и се намира в тази част от нея, която съответства на жълти звезди. В горната част на основната последователност са най-ярките и горещи звезди, а долу вдясно са най-слабите и в резултат на това най-дълголетните.

Звездите от главната последователност са в най-„тихата“ и стабилна фаза от своето съществуване или, както се казва, фазата на живота.

Източникът на тяхната енергия е. Според съвременните оценки на теорията за еволюцията на звездите тази фаза представлява около 90% от живота на всяка звезда. Ето защо повечето звезди принадлежат към главната последователност.

Според теорията за еволюцията на звездите, когато запасите от водород във вътрешността на една звезда свършат, тя напуска основната последователност, отклонявайки се надясно. В този случай температурата на звездата винаги пада и нейният размер бързо се увеличава. Започва сложното, все по-ускоряващо се движение на звездата по диаграмата.

Червени гиганти и бели джуджета

Отделно, вдясно и над главната последователност има група звезди с много висока светимост, като температурата на такива звезди е относително ниска - това са т.нар. червени гигантски звезди и свръхгиганти . Това са хладни звезди (приблизително 3000°C), които обаче са много по-ярки от звезди със същата температура, които са в главната последователност. един квадратен сантиметърповърхности студена звездаизлъчва относително малко количество енергия за секунда. Високата обща яркост на една звезда се обяснява с голямата повърхност на нейната повърхност: звездата трябва да е много голяма. Гигантите са звезди, чийто диаметър е 200 пъти по-голям от диаметъра на Слънцето.

По същия начин можем да разгледаме и лявото долна частдиаграми. Там има горещи звезди с ниска яркост. Тъй като квадратен сантиметър от повърхността на горещо тяло излъчва много енергия в секунда, а звездите в долния ляв ъгъл на диаграмата имат ниска светимост, трябва да заключим, че те са малки по размер. Долу вляво, следователно, се намират бели джуджета , много плътни и компактни звезди с размери средно 100 пъти по-малки от Слънцето, с диаметър, сравним с диаметъра на нашата планета. Една такава звезда, например, е спътник на Сириус, наречен Сириус B.

Звездни последователности на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел в приетата конвенционална номерация

На диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, в допълнение към последователностите, които разгледахме по-горе, астрономите всъщност идентифицират още няколко последователности, а основната последователност има условен номер V . Нека ги изброим:

Ia - последователност от ярки свръхгиганти,
ib - поредица от слаби свръхгиганти,
II- последователност от ярки гиганти,
III- последователност от слаби гиганти,
IV - последователност от субгиганти,
V - основна последователност,
VI - последователност от подджуджета,
VII - последователност от бели джуджета.

В съответствие с тази класификация нашето Слънце с неговия спектрален клас G2 е обозначено като G2V .

По този начин, от общи съображения, знаейки осветеността и повърхностната температура, може да се оцени размерът на звездата. Температурата ни казва колко енергия се излъчва от един квадратен сантиметър повърхност. Светимостта, равна на енергията, която звездата излъчва за единица време, ни позволява да разберем размера на излъчващата повърхност и следователно радиуса на звездата.

Също така е необходимо да се направи предупреждение, че измерването на интензитета на светлината, идваща от звездите, не е толкова лесно. Атмосферата на Земята не позволява преминаването на цялата радиация. Късовълновата светлина, например в ултравиолетовата област на спектъра, не достига до нас. Трябва също да се отбележи, че видимите величини на отдалечени обекти са отслабени не само поради поглъщането от земната атмосфера, но и поради поглъщането на светлина от прахови зърна, присъстващи в междузвездното пространство. Ясно е, че дори космически телескоп, който работи извън земната атмосфера, не може да бъде елиминиран от този смущаващ фактор.

Но интензитетът на светлината, преминаваща през атмосферата, може да бъде измерен по различни начини. Човешкото око възприема само част от светлината, излъчвана от Слънцето и звездите. Светлинни лъчис различни дължини, имащи различен цвят, нямат същия интензивен ефект върху ретината, фотографската плака или електронния фотометър. При определяне на светимостта на звездите се взема предвид само светлината, която се възприема от човешкото око. Следователно за измервания е необходимо да се използват инструменти, които, използвайки цветни филтри, имитират цветовата чувствителност на човешкото око. Следователно, на H-R диаграмите, вместо истинската осветеност, осветеността в видима зонаспектър, възприеман от окото. Нарича се още визуална осветеност. Стойностите на истинската (болометрична) и визуалната осветеност могат да се различават значително. Например, звезда, чиято маса е 10 пъти по-голяма от тази на Слънцето, излъчва около 10 хиляди пъти повече енергия от Слънцето, докато във видимия диапазон на спектъра е само 1000 пъти по-ярък от слънцето. Поради тази причина спектралният тип на звездата днес често се заменя с друг еквивалентен параметър, наречен "цветен индекс"; или "цветен индекс" , показани на хоризонталната ос на диаграмата. В съвременната астрофизика цветният индекс е по същество разликата между звездните величини на една звезда в различни спектрални диапазони (прието е да се измерва разликата между величините в синята и видимата част на спектъра, т.нар. B-V или B минус V от английски Blue и Visible). Този параметър показва количественото разпределение на енергията, която една звезда излъчва при различни дължини на вълната, и това е пряко свързано с температурата на повърхността на звездата.

H-R диаграмата обикновено се дава в следните координати:
1. Светимостта е ефективната температура.
2. Абсолютна величина - цветен индикатор.
3. Абсолютна величина - спектрален клас.

Физическо значение на H-R диаграмата

Физическият смисъл на H-R диаграмата е, че след начертаването върху нея максимален бройекспериментално наблюдавани звезди, по тяхното местоположение могат да се определят моделите на тяхното разпределение по отношение на съотношението на спектъра и светимостта. Ако нямаше връзка между яркостта и температурата им, тогава всички звезди биха били разпределени равномерно на такава диаграма. Но диаграмата разкрива няколко редовно разпределени групи от звезди, които току-що разгледахме, наречени последователности.

Диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел е от голяма полза при изучаването на еволюцията на звездите през цялото им съществуване. Ако беше възможно да се проследи еволюцията на една звезда през целия й живот, т.е. в продължение на няколкостотин милиона или дори няколко милиарда години, ще го видим бавно да се измества по H-R диаграмата в съответствие с промените във физическите характеристики. Движенията на звездите по диаграмата в зависимост от тяхната възраст се наричат ​​еволюционни следи.

С други думи, H-P диаграмата ни помага да разберем как звездите се развиват през цялото си съществуване. Чрез обратно изчисление с помощта на тази диаграма можете да изчислите разстоянията до звездите.

Уважаеми посетители!

Вашата работа е деактивирана JavaScript. Моля, активирайте скриптове във вашия браузър и ще ви се отвори пълната функционалност на сайта!

Звезди от главната последователност

Мерни единици

Повечето звездни характеристики обикновено се изразяват в SI, но се използва и GHS (например яркостта се изразява в ergs за секунда). Масата, светимостта и радиусът обикновено се дават по отношение на нашето Слънце:

За да се посочи разстоянието до звездите, се използват единици като светлинна година и парсек.

Дълги разстояния, като радиус гигантски звездиили голямата полуос на двойните звездни системи често се изразява с помощта

астрономическа единица(a.u.) - средното разстояние между Земята и Слънцето (150 милиона км).

Фиг. 1 – Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел

Видове звезди

Класификациите на звездите започнаха да се изграждат веднага след като започнаха да се получават техните спектри. В първо приближение спектърът на една звезда може да се опише като спектър на черно тяло, но с абсорбционни или емисионни линии, насложени върху него. Въз основа на състава и силата на тези линии, на звездата беше определен един или друг специфичен клас. Това е, което правят сега, но сегашното разделение на звездите е много по-сложно: освен това включва абсолютна звездна величина, наличие или отсъствие на променливост на яркостта и размера, а основните спектрални класове са разделени на подкласове.

В началото на 20 век Херцшпрунг и Ръсел начертаха „Абсолютната величинаʼʼ - ʼʼспектрален класʼʼ различни звезди, и се оказа, че повечето от тях са групирани по тясна крива. По-късно тази диаграма (сега наричана Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел) се оказа ключът към разбирането и изследването на процесите, протичащи вътре в една звезда.

Сега, когато има теория вътрешна структуразвездите и теорията за тяхната еволюция, стана възможно да се обясни съществуването на класове звезди. Оказа се, че цялото разнообразие от видове звезди не е нищо повече от отражение количествени характеристикизвезди (като маса и химически състав) И еволюционен етап, на която в в моментаима звезда.

В каталозите и писмено класът на звездите се изписва с една дума и то първо върви по азбучен редобозначение на основния спектрален клас (ако класът не е точно определен, се изписва диапазон от букви, например O-B), след това спектралният подклас се посочва с арабски цифри, след това класът на осветеност идва с римски цифри (номерът на региона на диаграма на Херцшпрунг-Ръсел), а след това идва допълнителна информация. Например Слънцето има клас G2V.

Най-многобройният клас звезди са звездите от главната последователност; нашето Слънце също принадлежи към този тип звезди. От еволюционна гледна точка основната последователност е мястото на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, където се намира звездата повечето отот живота си. По това време загубите на енергия поради радиация се компенсират от енергията, освободена по време на ядрени реакции. Животът на главната последователност се определя от масата и частта на елементите, по-тежки от хелия (металност).

Съвременната (Харвардска) спектрална класификация на звездите е разработена в Харвардската обсерватория през 1890 - 1924 г.

Основна (Харвардска) спектрална класификация на звездите
Клас	Температура, К	истински цвят	Видим цвят	Основни характеристики
О	30 000-60 000	синьо	синьо	Слаби линии на неутрален водород, хелий, йонизиран хелий, многократно йонизиран Si, C, N.
б	10 000-30 000	бяло-синьо	бяло-синьо и бяло	Линии на поглъщане на хелий и водород. Слаби H и K линии на Ca II.
А	7500-10 000	бяло	бяло	Силна серия на Balmer, линиите H и K на Ca II се засилват към клас F. Освен това, по-близо до клас F, започват да се появяват линии от метали
Е	6000-7500	жълто-бял	бяло	Линиите H и K на Ca II, линиите на металите, са силни. Водородните линии започват да отслабват. Появява се линията Ca I, която се засилва. образувани от линии Fe, Ca и Ti.
Ж	5000-6000	жълто	жълто	H и K линиите на Ca II са интензивни. Ca I линия и множество метални линии. Водородните линии продължават да отслабват и се появяват ивици от CH и CN молекули.
К	3500-5000	оранжево	жълтеникаво оранжево	Металните линии и G лентата са интензивни. Водородната линия е почти невидима. Появяват се ивици на абсорбция на TiO.
М	2000-3500	червено	оранжево-червено	Лентите на TiO и други молекули са интензивни. G лентата отслабва. Металните линии все още се виждат.

Кафяви джуджета

Кафявите джуджета са вид звезди, в които ядрени реакцииникога не може да компенсира загубите на енергия поради радиация. За дълго времекафявите джуджета са били хипотетични обекти. Съществуването им е предсказано в средата на 20 век въз основа на идеи за процесите, протичащи по време на формирането на звездите. В същото време през 2004 г. за първи път е открито кафяво джудже. Към днешна дата са открити доста звезди от този тип. Техният спектрален клас е M - T. На теория се разграничава друг клас - обозначен с Y.

Звезди от главна последователност - понятие и видове. Класификация и характеристики на категорията "Звезди от главната последователност" 2017, 2018.

Звездите са най-интересните астрономически обекти и представляват най-фундаменталните градивни елементигалактики. Възрастта, разпределението и съставът на звездите в една галактика ни позволява да определим нейната история, динамика и еволюция. Освен това звездите са отговорни за производството и разпространението на космическото пространствотежки елементи като въглерод, азот, кислород и техните характеристики са тясно свързани с планетарни системикоито образуват. Следователно изучаването на процеса на раждане, живот и смърт на звездите отнема централно мястов астрономическата област.

Раждането на звездите

Звездите се раждат в облаци от прах и газ, които са разпръснати из повечето галактики. Ярък примерРазпределението на такъв облак е мъглявината Орион.

Представеното изображение съчетава изображения във видими и инфрачервен обхватвълни, получени от космически телескопХъбъл и Спицер. Турбуленцията в дълбините на тези облаци води до създаването на възли с достатъчна маса, за да започне процесът на нагряване на материала в центъра на този възел. Именно това горещо ядро, по-известно като протозвезда, може един ден да стане звезда.

триизмерен компютърно моделиранепроцесът на образуване на звезди показва, че въртящите се облаци от газ и прах могат да се срутят на две или три части; това обяснява защо повечето звезди в Млечен пътса по двойки или малки групи.

Не целият материал от облака газ и прах попада в бъдещата звезда. Останалият материал може да образува планети, астероиди, комети или просто да остане като прах.

Главна последователност от звезди

Звезда с размерите на нашето Слънце отнема около 50 милиона години, за да узрее от образуването си до зряла възраст. Нашето Слънце ще остане в тази фаза на зрялост приблизително 10 милиарда години.

Звездите се хранят с енергията, освободена в процеса ядрен синтезводород с образуването на хелий в дълбините му. Изтичането на енергия от техните централни региони на звездата осигурява необходимото налягане, за да предотврати колапса на звездата под въздействието на гравитацията.

Както е показано на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, основната последователност от звезди покрива широка гамаяркост и цвят на звездите, които могат да бъдат класифицирани според тези характеристики. Най-малките звезди са известни като червени джуджета, имат маса около 10% от масата на Слънцето и излъчват само 0,01% от енергията в сравнение с нашата звезда. Температурата на повърхността им не надвишава 3000-4000 K. Въпреки миниатюрните си размери, червените джуджета са най-многобройният тип звезди във Вселената и са на възраст десетки милиарди години.

От друга страна повечето масивни звезди, известни като хипергиганти, могат да имат маса 100 пъти или повече, повече масаСлънца и температури на повърхността над 30 000 К. Хипергигантите отделят стотици хиляди пъти повече енергия от Слънцето, но имат живот само няколко милиона години. Такива екстремни звезди, според учените, са били широко разпространени в ранната Вселена, но днес те са изключително редки - само няколко хипергиганта са известни в целия Млечен път.

Еволюция на звезда

IN общ контур, как повече звезда, толкова по-кратка е продължителността на живота й, въпреки че всичко освен свръхмасивни звездиживеят милиарди години. Когато една звезда напълно е произвела водород в ядрото си, ядрените реакции в нейното ядро ​​спират. Лишено от необходимата енергия, за да се поддържа, ядрото започва да се свива в себе си и да става много по-горещо. Останалият водород извън ядрото продължава да захранва ядрената реакция извън ядрото. Все по-горещото ядро ​​започва да изтласква външните слоеве на звездата навън, което кара звездата да се разширява и охлажда, превръщайки я в червен гигант.

Ако звездата е достатъчно масивна, процесът на колапс на ядрото може да повиши температурата й достатъчно, за да поддържа по-екзотични ядрени реакции, които консумират хелий и произвеждат различни тежки елементи, включително желязо. Подобни реакции обаче осигуряват само временно отлагане глобална катастрофазвезди. Постепенно вътрешно ядрени процесизвездите стават все по-нестабилни. Тези промени причиняват пулсация вътре в звездата, което впоследствие ще доведе до отделяне на външната й обвивка, заобикаляйки я с облак от газ и прах. Какво ще се случи след това зависи от размера на ядрото.

По-нататъшната съдба на звезда зависи от масата на нейното ядро

	За средно големи звезди като Слънцето, процесът на отстраняване на ядрото от външните му слоеве продължава, докато целият заобикалящ материал бъде изхвърлен. Останалото силно нагрято ядро ​​се нарича бяло джудже. Белите джуджета са сравними по размер със Земята и имат масата на пълноценна звезда. Доскоро те оставаха загадка за астрономите - защо не настъпва по-нататъшно разрушаване на ядрото. Квантова механикаразреши тази загадка. Налягането на бързо движещите се електрони спасява звездата от колапс. Колкото по-масивно е ядрото, толкова по-плътно се образува джуджето. По този начин, отколкото по-малък размер бяло джудже, толкова по-масивно е. Тези парадоксални звезди са доста често срещани във Вселената - нашето Слънце също ще се превърне в бяло джудже след няколко милиарда години. Поради липсата вътрешен източникенергия, белите джуджета в крайна сметка се охлаждат и изчезват в необятните пространства на космоса.
	Ако бяло джудже се формира в двоичен или множествен звездна система, краят на живота му може да бъде по-наситен със събития, известен като образование нова. Когато астрономите това събитиеДадоха му това име, те наистина мислеха, че се формира нова звезда. Днес обаче е известно, че в действителност ние говорим заза много стари звезди - бели джуджета. Ако бяло джудже е достатъчно близо до своята спътникова звезда, неговата гравитация може да изтегли водород от външната атмосфера на съседа и да създаде свой собствен повърхностен слой. Когато на повърхността на бяло джудже се натрупа достатъчно водород, настъпва експлозия ядрено гориво. Това кара неговата яркост да се увеличи и останалият материал да се отдели от повърхността. В рамките на няколко дни яркостта на звездата намалява и цикълът започва отново. Понякога, особено при масивните бели джуджета (чиято маса е повече от 1,4 слънчеви маси), може да стане толкова обрасъл голям бройматериал, така че по време на експлозия те да бъдат напълно унищожени. Този процес е известен като раждане свръхнова.
	Звездите от главната последователност с маса от около 8 или повече слънчеви маси са обречени да умрат в резултат на това мощна експлозия. Този процес се нарича раждане на свръхнова. Свръхновата не е просто голяма нова. При нова експлодират само повърхностните слоеве, докато при свръхнова ядрото на самата звезда се разпада. В резултат на това се отделя колосално количество енергия. За период от няколко дни до няколко седмици свръхнова може да затъмни цяла галактика със своята светлина. Термините Nova и Supernova не описват точно същността на процеса. Както вече знаем, физически не се образуват нови звезди. Настъпва унищожаване на съществуващи звезди. Има няколко обяснения за това погрешно схващане исторически случаикогато се появиха на небето ярки звезди, които до този момент бяха практически или напълно невидими. Този ефект и появата на нова звезда повлия на терминологията.
	Ако в центъра на свръхнова има ядро ​​с маса от 1,4 до 3 слънчеви маси, разрушаването на ядрото ще продължи, докато електроните и протоните се комбинират и създадат неутрони, които впоследствие образуват неутронна звезда. Неутронните звезди са невероятно плътни космически обекти- тяхната плътност е сравнима с плътността атомно ядро. защото голям броймаса, опакована в малък обем, гравитация на повърхността неутронна звездапросто невероятно Неутронните звезди имат големи магнитни полетакоето може да ускори атомни частициоколо нея магнитни полюсипроизвеждащи мощни лъчи радиация. Ако такъв лъч е ориентиран към Земята, тогава можем да открием регулярни импулси в рентгеновия диапазон от тази звезда. В този случай той се нарича пулсар.
	Ако ядрото на една звезда е повече от 3 слънчеви маси, тогава в процеса на нейния колапс се образува черна дупка: безкрайно плътен обект, чиято гравитация е толкова силна, че дори светлината не може да излезе от нея. Тъй като фотоните са единственият инструмент, с който можем да изучаваме Вселената, директното откриване на черни дупки е невъзможно. За тяхното съществуване може да се знае само косвено. Един от основните косвени фактори, показващи съществуването на черна дупка в дадена област, е нейната огромна гравитация. Ако има някакъв материал близо до черната дупка - най-често звезди-спътници - той ще бъде уловен от черната дупка и изтеглен към нея. Привлечената материя ще се движи към черната дупка по спирала, образувайки около нея диск, който се нагрява до огромни температури, излъчвайки обилни количества рентгенови и гама лъчи. Именно тяхното откриване косвено показва съществуването на черна дупка до звездата.

Полезни статии, които ще отговорят на повечето интересни въпросиотносно звездите.

Обекти в дълбокия космос