Hõivab punkti paremal ülemine nurk: sellel on suur heledus ja madal temperatuur. Peamine kiirgus toimub sisse infrapuna vahemik. Külma tolmukoore kiirgus jõuab meieni. Evolutsiooni käigus tähe asukoht diagrammil muutub. Ainus energiaallikas selles etapis on gravitatsiooniline kokkusurumine. Seetõttu liigub täht üsna kiiresti ordinaatteljega paralleelselt.
Pinna temperatuur ei muutu, kuid raadius ja heledus vähenevad. Temperatuur tähe keskel tõuseb, saavutades väärtuse, mille juures algavad reaktsioonid kergete elementidega: liitium, berüllium, boor, mis põlevad kiiresti läbi, kuid suudavad kokkusurumist aeglustada. Rada pöörleb paralleelselt ordinaatteljega, temperatuur tähe pinnal tõuseb ja heledus jääb peaaegu konstantseks. Lõpuks algavad tähe keskel heeliumi moodustumise reaktsioonid vesinikust (vesiniku põlemine). Täht siseneb põhijadasse.
Kestus esialgne etapp määratakse tähe massi järgi. Päikese-suguste tähtede jaoks on see umbes 1 miljon aastat, tähe puhul, mille mass on 10 M☉ umbes 1000 korda vähem ja tähe puhul massiga 0,1 M☉ tuhandeid kordi rohkem.
Noored väikese massiga tähed
Evolutsiooni alguses on väikese massiga tähel kiirgav tuum ja konvektiivne ümbris (joon. 82, I).
Põhijärjestuse etapis särab täht tänu energia vabanemisele vesiniku heeliumiks muundamise tuumareaktsioonides. Vesiniku juurdevool tagab 1 massiga tähe heleduse M☉ ligikaudu 10 10 aasta jooksul. Suurema massiga tähed tarbivad vesinikku kiiremini: näiteks täht massiga 10 M☉ tarbib vesinikku vähem kui 10 7 aastaga (heledus on võrdeline massi neljanda astmega).
Madala massiga tähed
Vesiniku läbipõlemisel surutakse tähe kesksed piirkonnad tugevalt kokku.
Suure massiga tähed
Pärast põhijadani jõudmist areneb suure massiga täht (>1,5 M☉) määratakse tuumakütuse põlemistingimuste järgi tähe soolestikus. Laval põhijärjestus see on vesiniku põlemine, kuid erinevalt väikese massiga tähtedest domineerivad tuumas süsinik-lämmastiku tsükli reaktsioonid. Selles tsüklis mängivad C- ja N-aatomid katalüsaatori rolli. Energia vabanemise kiirus sellise tsükli reaktsioonides on võrdeline T 17. Seetõttu moodustub südamikus konvektiivne tuum, mida ümbritseb tsoon, milles energiaülekanne toimub kiirguse teel.
Suure massiga tähtede heledus on palju suurem kui Päikese heledus ja vesinik kulub palju kiiremini. Selle põhjuseks on ka asjaolu, et ka selliste tähtede keskpunktis on temperatuur palju kõrgem.
Kuna vesiniku osakaal konvektiivsüdamiku aines väheneb, väheneb energia vabanemise kiirus. Kuid kuna vabanemise kiiruse määrab heledus, hakkab tuum kokku suruma ja energia vabanemise kiirus jääb muutumatuks. Samal ajal täht laieneb ja liigub punaste hiiglaste piirkonda.
Madala massiga tähed
Selleks ajaks, kui vesinik on täielikult ära põlenud, moodustub väikese massiga tähe keskele väike heeliumi tuum. Südamikus ulatuvad aine tihedus ja temperatuur vastavalt väärtuseni 10 9 kg/m ja 10 8 K. Vesiniku põlemine toimub südamiku pinnal. Kui temperatuur südamikus tõuseb, suureneb vesiniku läbipõlemise kiirus ja heledus suureneb. Särav tsoon kaob järk-järgult. Ja konvektiivsete voogude kiiruse suurenemise tõttu paisuvad tähe välimised kihid täis. Selle suurus ja heledus suurenevad – täht muutub punaseks hiiglaseks (joon. 82, II).
Suure massiga tähed
Kui suure massiga tähe vesinik on täielikult ammendunud, hakkab tuumas toimuma kolmekordne heeliumi reaktsioon ja samal ajal hapniku moodustumise reaktsioon (3He=>C ja C+He=>0). Samal ajal hakkab heeliumi südamiku pinnal põlema vesinik. Ilmub esimene kihi allikas.
Heeliumivarud ammenduvad väga kiiresti, kuna kirjeldatud reaktsioonides vabaneb igas elementaartoimingus suhteliselt vähe energiat. Pilt kordub ja tähe sisse ilmub kaks kihilist allikat ning südamikus algab reaktsioon C+C=>Mg.
Evolutsioonirada osutub väga keeruliseks (joonis 84). Hertzsprung-Russelli diagrammil liigub täht mööda hiiglaste jada või (ülihiiglase piirkonnas väga suure massiga) muutub perioodiliselt tsefeiks.
Vanad väikese massiga tähed
Madala massiga tähe puhul jõuab lõpuks konvektiivvoolu kiirus mingil tasemel sekundini põgenemiskiirus, kest tuleb maha ja täht muutub valge kääbusümbritsetud planetaarsest udukogust.
Madala massiga tähe evolutsioonijälg Hertzsprung-Russelli diagrammil on näidatud joonisel 83.
Suure massiga tähtede surm
Oma evolutsiooni lõpus on suure massiga tähel väga keeruline struktuur. Igal kihil on oma keemiline koostis ja mitmed kihiallikad voolavad tuumareaktsioonid, ja keskele moodustub raudsüdamik (joonis 85).
Tuumareaktsioone rauaga ei toimu, kuna need nõuavad energia kulutamist (ja mitte vabastamist). Seetõttu tõmbub rauasüdamik kiiresti kokku, temperatuur ja tihedus selles tõusevad, saavutades fantastilised väärtused - temperatuur 10 9 K ja rõhk 10 9 kg/m 3. Materjal saidilt
Sel hetkel algavad kaks olulist protsessi, mis toimuvad tuumas üheaegselt ja väga kiiresti (ilmselt minutitega). Esimene on see, et tuumakokkupõrgete ajal lagunevad raua aatomid 14 heeliumi aatomiks, teine on see, et elektronid "pressitakse" prootoniteks, moodustades neutroneid. Mõlemad protsessid on seotud energia neeldumisega ja temperatuur südamikus (ka rõhk) langeb koheselt. Tähe välimised kihid hakkavad langema keskpunkti poole.
Väliskihtide langemine toob kaasa temperatuuri järsu tõusu neis. Vesinik, heelium ja süsinik hakkavad põlema. Sellega kaasneb võimas neutronite voog, mis pärineb kesksüdamikust. Selle tulemusena võimas tuumaplahvatus, visates maha tähe välimised kihid, mis sisaldavad juba kõiki raskeid elemente kuni kaliforniumini. Kaasaegsete vaadete kohaselt tekkisid kõik raskete keemiliste elementide (st heeliumist raskemate) aatomid Universumis täpselt põletustena.
Meie Päike on paistnud rohkem kui 4,5 miljardit aastat. Samal ajal tarbib see pidevalt vesinikku. Täiesti selge on see, et ükskõik kui suured selle varud ka poleks, kunagi need ammenduvad. Ja mis saab valgustist? Sellele küsimusele on vastus olemas. Eluring tähti saab uurida teistest sarnastest kosmilistest moodustistest. Kosmoses on ju tõelised patriarhid, kelle vanus on 9-10 miljardit aastat. Ja seal on väga noored staarid. Nad ei ole vanemad kui mitukümmend miljonit aastat.
Järelikult, jälgides erinevate tähtede olekut, millega universum on "puistatud", saab aru, kuidas nad aja jooksul käituvad. Siin saame tuua analoogia tulnuka vaatlejaga. Ta lendas Maale ja hakkas inimesi uurima: lapsi, täiskasvanuid, vanu inimesi. Nii sai ta väga lühikese aja jooksul aru, millised muutused inimestega kogu elu jooksul toimuvad.
Päike on praegu kollane kääbus – 1
Miljardid aastad mööduvad ja sellest saab punane hiiglane - 2
Ja siis saab sellest valge kääbus - 3
Seetõttu võime täie kindlusega väita, et kui vesinikuvarud Päikese keskosas ammenduvad, siis termotuumareaktsioon ei peatu. Tsoon, kus see protsess jätkub, hakkab nihkuma meie tähe pinna poole. Kuid samal ajal ei suuda gravitatsioonijõud enam mõjutada termotuumareaktsiooni tulemusena tekkivat rõhku.
Järelikult täht hakkab kasvama ja muutub järk-järgult punaseks hiiglaseks. See on evolutsiooni hilise etapi kosmoseobjekt. Kuid ka tema on juhuslikult samasugune varajases staadiumis tähtede tekkimise ajal. Ainult teisel juhul kahaneb punane hiiglane ja muutub peajada täht. See tähendab, et selline, milles toimub heeliumi sünteesi reaktsioon vesinikust. Ühesõnaga, kus algab tähe elutsükkel, seal see ka lõpeb.
Meie Päike suureneb nii palju, et neelab endasse lähedalasuvad planeedid. Need on Merkuur, Veenus ja Maa. Aga ära karda. Täht hakkab surema mõne miljardi aasta pärast. Selle aja jooksul muutuvad kümned ja võib-olla sajad tsivilisatsioonid. Inimene võtab nuia kätte rohkem kui korra ja istub tuhandete aastate pärast uuesti arvuti taha. See on tavaline tsüklilisus, millel kogu universum põhineb.
Kuid punaseks hiiglaseks saamine ei tähenda lõppu. Termotuumareaktsioon viskab väliskesta kosmosesse. Ja keskele jääb energiata heeliumi tuum. Gravitatsiooni mõjul surub see kokku ja muutub lõpuks äärmiselt tihedaks aineks. suur mass kosmoseharidus. Selliseid kustunud ja aeglaselt jahtuvate tähtede jäänuseid nimetatakse valged kääbused.
Meie valge kääbuse raadius on 100 korda väiksem kui Päikese raadius ja tema heledus väheneb 10 tuhat korda. Sel juhul on mass võrreldav praeguse päikeseenergiaga ja tihedus on miljon korda suurem. Selliseid valgeid kääbusi on meie galaktikas palju. Nende arv on 10%. koguarv tähed
Tuleb märkida, et valged kääbused on vesinik ja heelium. Kuid me ei lähe metsikusse loodusesse, vaid märgime ainult, et tugeva kokkusurumise korral võib tekkida gravitatsiooniline kollaps. Ja see on täis kolossaalset plahvatust. Samal ajal täheldatakse välku supernoova. Mõiste "supernoova" ei kirjelda vanust, vaid välgu eredust. Asi on selles, et valget kääbust polnud kosmilises kuristikus pikka aega näha ja äkki ilmus särav sära.
Enamik plahvatavatest supernoovadest hajub kosmoses koos tohutu kiirus. Ja ülejäänud keskosa surub kokku veelgi tihedamaks moodustiseks ja nimetatakse neutrontäht. See on tähtede evolutsiooni lõpptoode. Selle mass on võrreldav päikese omaga ja selle raadius ulatub vaid mõnekümne kilomeetrini. Üks kuubik cm neutrontäht võib kaaluda miljoneid tonne. Selliseid moodustisi on kosmoses päris palju. Nende arv on umbes tuhat korda väiksem kui tavalistel päikestel, millega Maa öine taevas on täis.
Peab ütlema, et tähe elutsükkel on otseselt seotud tema massiga. Kui see vastab meie Päikese massile või on sellest väiksem, ilmub tema eluea lõpus valge kääbus. Siiski on valgusteid, mis on Päikesest kümneid ja sadu kordi suuremad.
Kui sellised hiiglased vananedes kahanevad, moonutavad nad ruumi ja aega nii palju, et valge kääbuse asemel ilmub valge kääbus. must auk. Tema gravitatsiooniline külgetõmme nii suur, et isegi need objektid, mis liiguvad valguse kiirusel, ei suuda seda ületada. Ava mõõtmeid iseloomustavad gravitatsiooni raadius. See on sfääri raadius, mida piirab sündmuste horisont. See esindab aegruumi piiri. Ükskõik milline kosmiline keha Olles sellest üle saanud, kaob see igaveseks ega tule enam tagasi.
Mustade aukude kohta on palju teooriaid. Kõik need põhinevad gravitatsiooniteoorial, kuna gravitatsioon on üks tähtsamad jõud Universum. Ja selle peamine kvaliteet on mitmekülgsus. Vähemalt pole tänapäeval ühtegi avastatud. kosmoseobjekt, millel ei oleks gravitatsioonilist vastasmõju.
On oletus, et läbi must auk saad sisse astuda paralleelmaailm. See tähendab, et see on kanal teise dimensiooni. Kõik on võimalik, aga iga avaldus nõuab praktilisi tõendeid. Sellist katset pole aga veel ükski lihtsurelik suutnud läbi viia.
Seega koosneb tähe elutsükkel mitmest etapist. Igas neist ilmub valgusti teatud mahus, mis erineb radikaalselt eelmistest ja tulevastest. Siin peitubki ainulaadsus ja salapära. avakosmos. Teda tundma õppides hakkad tahes-tahtmata mõtlema, et ka inimene läbib oma arengus mitu etappi. Ja kest, milles me praegu eksisteerime, on vaid üleminekuetapp mõnda teise seisundisse. Kuid see järeldus nõuab taas praktilist kinnitust..
Vaatleme lühidalt tähtede evolutsiooni peamisi etappe.
Füüsiliste omaduste muutus, sisemine struktuur ja tähe keemiline koostis ajas.
Aine killustatus. .
Eeldatakse, et tähed tekivad gaasi- ja tolmupilve fragmentide gravitatsioonilise kokkusurumise käigus. Niisiis võivad niinimetatud gloobulid olla tähtede tekkekohad.
Gloobul on tihe läbipaistmatu molekulaartolmu (gaastolmu) tähtedevaheline pilv, mida vaadeldakse helendavate gaasi- ja tolmupilvede taustal tumeda ümmarguse moodustisena. Koosneb peamiselt molekulaarne vesinik(H 2) ja heelium ( Tema ) muude gaaside molekulide ja tahkete tähtedevaheliste tolmuterade seguga. Gaasi temperatuur gloobulis (peamiselt molekulaarse vesiniku temperatuur) T≈ 10 ÷ 50K, keskmine tihedus n~ 10 5 osakest/cm 3, mis on mitu suurusjärku suurem kui kõige tihedamates tavalistes gaasi- ja tolmupilvedes, läbimõõt D~ 0,1 ÷ 1 . Gloobulite mass M≤ 10 2 × M ⊙ . Mõnes gloobulis noort tüüpi T Sõnn.
Pilve surub kokku tema enda gravitatsioon gravitatsioonilise ebastabiilsuse tõttu, mis võib tekkida kas spontaanselt või pilve vastasmõjul mõnest teisest lähedalasuvast tähetekke allikast pärit ülehelikiirusega tähetuulevoolust lähtuva lööklainega. Gravitatsioonilise ebastabiilsuse võimalikke põhjuseid on ka teisi.
Teoreetilised uuringud näitavad, et tavalistes molekulaarpilvedes eksisteerivates tingimustes (T≈ 10 ÷ 30K ja n ~ 10 2 osakest/cm 3), esialgne võib esineda pilvemahtudes massiga M≥ 10 3 × M ⊙ . Sellises varisevas pilves on võimalik edasine lagunemine vähemmassiivseteks kildudeks, millest igaüks surutakse kokku ka oma gravitatsiooni mõjul. Vaatlused näitavad, et Galaktikas ei sünni tähtede tekkimise protsessis mitte üks, vaid rühm erineva massiga tähti, näiteks avatud täheparv.
Kui surutakse sisse kesksed piirkonnad Pilve tihedus suureneb, mille tulemusena saabub hetk, mil selle pilveosa aine muutub oma kiirgusele läbipaistmatuks. Pilvesügavustesse tekib stabiilne tihe kondensatsioon, mida astronoomid nimetavad oh.
Aine killustumine on molekulaarse tolmupilve lagunemine väiksemateks osadeks, mille edasine osa viib välimuseni.
- laval olev astronoomiline objekt, millest mõne aja pärast (seekord päikesemassi jaoks T~ 10 8 aastat) moodustub normaalne.
Aine edasise langemisega alates gaasi kest südamikule (akretsioonile) suureneb viimase mass ja seega ka temperatuur nii palju, et gaasi ja kiirgusrõhku võrreldakse jõududega. Kerneli tihendamine peatub. Tekkivat ümbritseb läbipaistmatu optiline kiirgus gaasi-tolmu kest, mis laseb läbi ainult infrapuna- ja pikema lainepikkusega kiirgust. Sellist objekti (-kookonit) vaadeldakse kui võimas allikas raadio- ja infrapunakiirgus.
Südamiku massi ja temperatuuri edasise suurenemise korral peatab kerge rõhk kogunemise ja kesta jäänused hajuvad kosmosesse. Ilmub noor naine füüsilised omadused mis sõltuvad selle massist ja esialgsest keemilisest koostisest.
Ilmselt on tärkava tähe peamine energiaallikas gravitatsioonilise kokkusurumise käigus vabanev energia. See eeldus tuleneb viriaalteoreemist: statsionaarses süsteemis summa potentsiaalne energia E lk kõik süsteemi liikmed ja topeltkineetiline energia 2 E kuni nendest tingimustest on võrdne nulliga:
E p + 2 E k = 0. (39)
Teoreem kehtib sisse liikuvate osakeste süsteemide kohta piiratud ala ruum jõudude mõjul, mille suurus on pöördvõrdeline osakeste vahelise kauguse ruuduga. Sellest järeldub, et soojusenergia (kineetiline) on võrdne poolega gravitatsioonilisest (potentsiaalsest) energiast. Tähe kokkutõmbumisel tähe koguenergia väheneb, gravitatsioonienergia aga väheneb: pool gravitatsioonienergia muutusest lahkub tähest läbi kiirguse ja teise poole tõttu see suureneb. soojusenergia tähed.
Noored väikese massiga tähed(kuni kolm päikesemassi), mis lähenevad põhijadale, on täielikult konvektiivsed; konvektsiooniprotsess hõlmab kõiki tähe piirkondi. Need on sisuliselt prototähed, mille keskmes tuumareaktsioonid alles algavad ja kogu kiirgus toimub peamiselt tänu sellele. Pole veel kindlaks tehtud, et täht konstantsel efektiivsel temperatuuril väheneb. Hertzsprung-Russelli diagrammil moodustavad sellised tähed peaaegu vertikaalse raja, mida nimetatakse Hayashi rajaks. Kompressiooni aeglustumisel lähenevad noored põhijärjestusele.
Tähe kokkutõmbumisel hakkab degenereerunud elektrongaasi rõhk tõusma ning tähe teatud raadiuse saavutamisel kokkusurumine peatub, mis toob kaasa kokkusurumisest tingitud kesktemperatuuri edasise kasvu peatumise ning seejärel selle vähenemiseni. Tähtede puhul, mille päikesemass on alla 0,0767, seda ei juhtu: tuumareaktsioonide käigus vabanevast energiast ei piisa kunagi siserõhu tasakaalustamiseks ja. Sellised "tähealused" eraldavad rohkem energiat, kui tuumareaktsioonide käigus toodetakse, ja neid klassifitseeritakse nn. nende saatus on pidev kokkusurumine, kuni degenereerunud gaasi rõhk selle peatab, ja seejärel järkjärguline jahtumine koos kõigi alanud tuumareaktsioonide lõppemisega.
Noored keskmise massiga tähed (2–8 korda Päikese massist suuremad) arenevad kvalitatiivselt täpselt samamoodi nagu nende väiksemad õed, välja arvatud see, et neil pole kuni põhijadani konvektiivseid tsoone.
Tähed, mille mass on suurem kui 8 päikese massineil on juba tavatähtede omadused, kuna nad on läbinud kõik vahepealsed staadiumid ja suutnud saavutada sellise tuumareaktsiooni kiiruse, et kompenseerivad tuumamassi kuhjumise ajal kiirgusele kaotatud energia. Massi väljavool nendest tähtedest on nii suur, et see mitte ainult ei peata molekulaarpilve välimiste piirkondade kokkuvarisemist, mis pole veel tähe osaks saanud, vaid, vastupidi, sulatab need ära. Seega on saadud tähe mass märgatavalt väiksem protostellaarse pilve massist.
Peamine järjestus
Tähe temperatuur tõuseb, kuni keskpiirkondades jõuab see sisselülitamiseks piisava väärtuseni termotuumareaktsioonid, millest saab seejärel tähe peamine energiaallikas. Sest massiivsed tähed ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) on vesiniku "põlemine". süsinikuringe; Tähtede puhul, mille mass on Päikese massiga võrdne või väiksem, vabaneb energia prootoni-prootoni reaktsioonis. siseneb tasakaalufaasi ja võtab oma koha Hertzsprung-Russelli diagrammi põhijärjestuses: suure massiga tähe südamiku temperatuur on väga kõrge ( T ≥ 3 × 10 7 K ), energia tootmine on väga intensiivne, - põhijärjestuses on see koht Päikese kohal varase ( O … A , (F )); väikese massiga tähel on suhteliselt madal südamiku temperatuur ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), energiatootmine ei ole nii intensiivne, - põhijärjestuses hõivab see koha Päikese kõrval või all, piirkonnas hilja (( F), G, K, M).
Ta kulutab põhijadale kuni 90% looduse poolt tema eksisteerimiseks eraldatud ajast. Aeg, mille staar veedab peajada etapis, sõltub ka tema massist. Jah, massiga M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O või B on põhijärjestuse staadiumis umbes 10 7 aastat, samas kui punane kääbus K 5 massiga M ≈ 0,5 × M ⊙ on peajada staadiumis umbes 10 11 aastat, st aega, mis on võrreldav Galaktika vanusega. Massiivsed kuumad tähed liiguvad kiiresti evolutsiooni järgmistesse etappidesse, jahedad kääbused on kogu Galaktika eksisteerimise ajal põhijärjestuses. Võib oletada, et punased kääbused on galaktika peamine populatsioonitüüp.
Punane hiiglane (supergiant).
Vesiniku kiire põlemine massiivsete tähtede keskpiirkondades põhjustab heeliumi tuuma ilmumist. Kui südamikus on mitu protsenti vesiniku massist, peatub süsiniku reaktsioon vesiniku heeliumiks muutmisel peaaegu täielikult. Südamik tõmbub kokku, põhjustades selle temperatuuri tõusu. Heeliumi tuuma gravitatsioonilisest kokkusurumisest põhjustatud kuumenemise tulemusena "süttib" vesinik ja energia vabanemine algab õhukeses kihis, mis asub tähe tuuma ja pikendatud kesta vahel. Kest laieneb, tähe raadius suureneb, efektiivne temperatuur langeb ja tõuseb. "lahkub" põhijadast ja läheb sisse järgmine etapp evolutsioon - punase hiiglase staadiumisse või kui tähe mass M > 10 × M ⊙ , punase superhiiglase staadiumisse.
Temperatuuri ja tiheduse tõustes hakkab heelium südamikus "põlema". Kell T ~ 2 × 10 8 K ja r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 algab termotuumareaktsioon, mida nimetatakse kolmekomponentseks reaktsiooniks a -protsess: kolmest a -osakesed (heeliumi tuumad 4 Tema ) moodustub üks stabiilne süsiniku 12 C tuum. Tähe tuuma massis M< 1,4 × M ⊙ тройной a -protsess viib plahvatusliku energia vabanemiseni - heeliumi sähvatuseni, mis konkreetse tähe puhul võib korduda mitu korda.
Hiiglasliku või ülihiiglase staadiumis olevate massiivsete tähtede keskpiirkondades põhjustab temperatuuri tõus süsiniku, süsiniku-hapniku ja hapniku tuumade järjestikust moodustumist. Pärast süsiniku läbipõlemist tekivad reaktsioonid, mille tulemusel moodustub raskem keemilised elemendid, võib-olla rauast tuumad. Massiivse tähe edasine evolutsioon võib viia kesta väljapaiskumiseni, tähe puhkemiseni noovana või koos järgnevate objektide moodustumisega, mis on tähtede evolutsiooni viimane etapp: valge kääbus, neutrontäht või must auk.
Evolutsiooni viimane etapp on kõigi normaalsete tähtede evolutsiooni staadium pärast seda, kui need tähed on oma termotuumakütuse ammendanud; termotuumareaktsioonide lakkamine täheenergia allikana; tähe üleminek, olenevalt selle massist, valge kääbuse ehk musta augu staadiumisse.
Valged kääbused on kõigi normaalsete tähtede, mille mass on M, evolutsiooni viimane etapp< 3 ÷ 5 × M ⊙ pärast seda, kui need on oma termotuumakütuse ammendanud. Olles läbinud punase hiiglase (või alamhiiglase) staadiumi, heidab ta oma kesta maha ja paljastab tuuma, mis jahtudes muutub valgeks kääbuseks. Väike raadius (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) ja valge või valge-sinine värv (T b.k ~ 10 4 K) määras selle astronoomiliste objektide klassi nime. Valge kääbuse mass on alati väiksem kui 1,4×M⊙ - on tõestatud, et valged kääbused koos suured massid ei saa eksisteerida. Päikese massiga võrreldava massiga ja mõõtmetega võrreldavate mõõtmetega suuremad planeedid Päikesesüsteem, valgetel kääbustel on tohutult keskmise tihedusega: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3 ehk 1 cm 3 valge kääbusaine mahuga kaal kaalub tonni! Kiirendus vabalangus pinnal g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (võrdle kiirendusega Maa pinnal - g ≈980 cm/s 2). Sellise gravitatsioonilise koormuse korral tähe sisepiirkondadele säilitab valge kääbuse tasakaaluseisund degenereerunud gaasi (peamiselt degenereerunud elektrongaasi, kuna ioonkomponendi panus on väike) rõhk. Tuletame meelde, et gaasi, milles osakeste Maxwelli kiirusjaotus puudub, nimetatakse degenereerunud gaasiks. Sellises gaasis kl teatud väärtused temperatuur ja tihedus, on osakeste (elektronide) arv, mille kiirus on vahemikus v = 0 kuni v = v max, sama. v max määratakse gaasi tiheduse ja temperatuuriga. Valge kääbusmassiga M b.k > 1,4 × M ⊙ maksimaalne kiirus elektronide hulk gaasis on võrreldav valguse kiirusega, degenereerunud gaas muutub relativistlikuks ja selle rõhk ei suuda enam taluda gravitatsioonilist kokkusurumist. Kääbuse raadius kipub nulli - see “variseb” punktiks.
Valgete kääbuste õhuke, kuum atmosfäär koosneb kas vesinikust, muid elemente atmosfääris praktiliselt ei tuvastata; või heeliumist, samas kui vesinikku on atmosfääris sadu tuhandeid kordi vähem kui tavatähtede atmosfääris. Spektri tüübi järgi kuuluvad valged kääbused spektriklassidesse O, B, A, F. Valgete kääbuste “eristamiseks” tavatähtedest pannakse tähise (DOVII, DBVII jne) ette D-täht. esimene täht sisse Ingliskeelne sõna Mandunud - degenereerunud). Valge kääbuse kiirgusallikaks on soojusenergia reserv, mille valge kääbus sai ematähe tuumana. Paljud valged kääbused pärisid oma vanematelt tugeva magnetvälja, mille intensiivsus H ~ 10 8 E. Arvatakse, et valgete kääbuste arv moodustab umbes 10% tähtede koguarvust Galaktikas.
Joonisel fig. 15 näitab Siriuse fotot - säravaim täht taevas (α Canis Major; m v = -1 m ,46; klass A1V). Pildil nähtav ketas on teleskoobi läätse fotograafilise kiirguse ja valguse difraktsiooni tagajärg, see tähendab, et tähe enda ketas ei ole fotol lahendatud. Siriuse fotokettalt tulevad kiired on lainefrondi moonutamise jäljed valgusvoog teleskoobi optikaelementidel. Siirius asub Päikesest 2,64 kaugusel, Siiriuse valgusel kulub Maale jõudmiseks 8,6 aastat – seega on tegemist ühe Päikesele lähima tähega. Siirius on Päikesest 2,2 korda massiivsem; selle M v = +1 m .43 ehk meie naaber kiirgab 23 korda rohkem energiat kui Päike.
Joonis 15.Foto ainulaadsus seisneb selles, et koos Siiriuse kujutisega oli võimalik saada kujutis selle satelliidist - satelliit “helendab” Siriusest vasakul asuva ereda punktiga. Sirius – teleskoopiliselt: Siriust ennast tähistatakse tähega A ja selle satelliiti tähega B. Nähtav suurusjärk Sirius B m v = +8 m .43, see tähendab, et see on peaaegu 10 000 korda nõrgem kui Sirius A. Siirius B mass on peaaegu täpselt võrdne Päikese massiga, raadius on umbes 0,01 Päikese raadiusest, pind temperatuur on umbes 12000 K, kuid Sirius B kiirgab 400 korda vähem kui Päike. Sirius B on tüüpiline valge kääbus. Pealegi on see esimene valge kääbus, mille avastas muide Alfven Clarke 1862. aastal visuaalse vaatluse käigus läbi teleskoobi.
Sirius A ja Sirius B tiirlevad ümber ühise ruumi perioodiga 50 aastat; komponentide A ja B vaheline kaugus on ainult 20 AU.
V.M.Lipunovi tabava märkuse kohaselt "küpsevad" massiivsete tähtede sees (massiga üle 10×M⊙ )". Neutrontäheks arenevate tähtede tuumadel on 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; pärast seda, kui termotuumareaktsioonide allikad kuivavad ja vanem paiskab põlengu käigus välja olulise osa ainest, muutuvad need tuumad tähemaailma iseseisvateks objektideks, millel on väga spetsiifilised omadused. Algtähe tuuma kokkusurumine peatub tiheduse juures, mis on võrreldav tuumatihedusega (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm3). Sellise massi ja tihedusega on sünniraadius vaid 10 ja koosneb kolmest kihist. Moodustub välimine kiht (või välimine koorik). kristallvõre alates aatomi tuumad raud ( Fe ) muude metallide aatomituumade võimaliku väikese seguga; Välise maakoore paksus on vaid umbes 600 m raadiusega 10 km. Välise kooriku all on veel üks sisemine kõva koorik, mis koosneb rauaaatomitest ( Fe ), kuid need aatomid on neutronitega üle rikastatud. Selle koore paksus≈ 2 km. Sisemine koorik piirneb vedelikuga neutroni tuum, milles määratakse kindlaks füüsikalised protsessid tähelepanuväärsed omadused neutronvedelik - ülivoolavus ja vabade elektronide ja prootonite olemasolul ülijuhtivus. Võimalik, et kõige keskel võib aine sisaldada mesoneid ja hüperone.
Need pöörlevad kiiresti ümber telje – ühest kuni sadade pöördeni sekundis. Selline pöörlemine magnetvälja juuresolekul ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) põhjustab sageli tähekiirguse pulsatsiooni täheldatud efekti erinevates vahemikes elektromagnetlained. Nägime üht neist pulsaridest Krabi udukogu sees.
Koguarv pöörlemiskiirus ei ole enam piisav osakeste väljutamiseks, seega ei saa see olla raadiopulsar. Siiski on see endiselt suurepärane ja jäädvustatud magnetväliümbritsev neutrontäht ei saa langeda, see tähendab, et ainet ei kogune.
Accrector (röntgenipulsar). Pöörlemiskiirus väheneb sedavõrd, et nüüd ei takista miski ainel sellisele neutrontähele kukkumast. Plasma, langedes, liigub mööda magnetvälja jõujooni ja põrkab pooluste piirkonnas vastu tahket pinda, soojenedes kuni kümnete miljonite kraadideni. Nii kõrge temperatuurini kuumutatud aine helendab röntgenikiirguse vahemikus. Piirkond, kus langev aine tähe pinnaga suhtleb, on väga väike - ainult umbes 100 meetrit. Tähe pöörlemise tõttu kaob see kuum koht perioodiliselt vaateväljast, mida vaatleja tajub pulsatsioonidena. Selliseid objekte nimetatakse röntgenpulsariteks.
Georotaator. Selliste neutrontähtede pöörlemiskiirus on väike ja ei takista akretsiooni. Kuid magnetosfääri suurus on selline, et magnetväli peatab plasma enne, kui gravitatsioon selle kinni püüab.
Kui on lähedase komponent kahekordne süsteem, siis toimub aine "pumpamine" tavalisest tähest (teine komponent) neutrontähele. Mass võib ületada kriitilist (M > 3×M⊙ ), siis rikutakse tähe gravitatsioonilist stabiilsust, miski ei suuda vastu seista gravitatsioonilisele kokkusurumisele ja "läheb" selle gravitatsiooniraadiuse alla
r g = 2 × G × M/c 2, (40)
muutudes "mustaks auguks". Antud valemis r g: M on tähe mass, c on valguse kiirus, G on gravitatsioonikonstant.
Must auk on objekt, mille gravitatsiooniväli on nii tugev, et selles pole ei osakest, footonit ega ühtegi materiaalne keha ei suuda saavutada teist põgenemiskiirust ja põgeneda avakosmosesse.
Must auk on ainulaadne objekt selles mõttes, et selle voolu olemus füüsikalised protsessid sees pole veel saadaval teoreetiline kirjeldus. Mustade aukude olemasolu tuleneb teoreetilistest kaalutlustest, tegelikkuses võivad need paikneda kerasparvede, kvasarite, hiidgalaktikate keskpiirkondades, sealhulgas meie galaktika keskmes.
Termotuumasüntees tähtede sisemuses
Sel ajal muutub tähtede puhul, mille mass on suurem kui 0,8 päikesemassi, tuum kiirgusele läbipaistvaks ja tuumas valitseb kiirgusenergia ülekanne, samal ajal kui ülaosas olev kest jääb konvektiivseks. Keegi ei tea kindlalt, kuidas väiksema massiga tähed põhijadale jõuavad, kuna nende tähtede noores kategoorias veedetud aeg ületab universumi vanuse. Kõik meie ideed nende tähtede evolutsiooni kohta põhinevad arvulistel arvutustel.
Tähe kokkutõmbumisel hakkab degenereerunud elektrongaasi rõhk tõusma ja tähe teatud raadiuses peatab see rõhk kesktemperatuuri tõusu ja hakkab seejärel seda langetama. Ja tähtede jaoks, mis on väiksemad kui 0,08, saab see saatuslikuks: tuumareaktsioonide käigus vabanevast energiast ei piisa kunagi kiirguskulude katmiseks. Selliseid alamtähti nimetatakse pruunideks kääbusteks ja nende saatus on pidev kokkusurumine, kuni degenereerunud gaasi rõhk selle peatab, ja seejärel järkjärguline jahtumine koos kõigi tuumareaktsioonide peatumisega.
Noored keskmise massiga tähed
Noored keskmise massiga tähed (2–8 korda Päikese massist suuremad) arenevad kvalitatiivselt täpselt samamoodi nagu nende väiksemad õed, välja arvatud see, et neil pole kuni põhijadani konvektiivseid tsoone.
Seda tüüpi objektid on seotud nn. Ae\Be Herbit tähed ebaregulaarsete muutujatega spektritüübist B-F5. Neil on ka bipolaarsed jugakettad. Väljavoolu kiirus, heledus ja efektiivne temperatuur on oluliselt kõrgemad kui puhul τ Sõnn, nii et nad soojendavad ja hajutavad prototähepilve jäänuseid tõhusalt.
Noored tähed massiga üle 8 Päikese massi
Tegelikult see juba on tavalised tähed. Sel ajal, kui hüdrostaatilise tuuma mass kogunes, suutis täht läbi hüpata kõik vahefaasid ja kuumutada tuumareaktsioone sedavõrd, et need kompenseerisid kiirgusest tulenevad kaod. Nende tähtede jaoks on massi ja heleduse väljavool nii suur, et see mitte ainult ei peata ülejäänud välispiirkondade kokkuvarisemist, vaid lükkab need tagasi. Seega on saadud tähe mass märgatavalt väiksem protostellaarse pilve massist. Tõenäoliselt seletab see Päikese massist enam kui 100–200 korda suuremate tähtede puudumist meie galaktikas.
Staari elutsükkel
Moodustunud tähtede hulgas on tohutult erinevaid värve ja suurusi. Nende spektraalne tüüp ulatub kuumast sinisest kuni jahepunase ja massi poolest - 0,08 kuni enam kui 200 päikese massini. Tähe heledus ja värvus sõltuvad selle pinna temperatuurist, mille omakorda määrab selle mass. See on kõik, uued staarid “asuvad oma kohale” põhijärjestuses vastavalt omale keemiline koostis ja mass. Me ei räägi tähe füüsilisest liikumisest - ainult selle asukohast näidatud diagrammil, sõltuvalt tähe parameetritest. See tähendab, et me räägime tegelikult ainult tähe parameetrite muutmisest.
Mis edasi saab, sõltub jällegi tähe massist.
Hilisemad aastad ja tähtede surm
Vanad tähed väikese massiga
Praeguseks ei ole kindlalt teada, mis juhtub heledate tähtedega pärast nende vesinikuvarude ammendumist. Kuna universum on 13,7 miljardit aastat vana, mis ei ole piisavalt pikk, et selle vesinikkütusevaru ammendada, kaasaegsed teooriad põhinevad arvuti modelleerimine sellistes tähtedes toimuvad protsessid.
Mõned tähed suudavad heeliumi sulatada ainult teatud aktiivsetes piirkondades, põhjustades ebastabiilsust ja tugevaid päikesetuuli. Sel juhul planetaarset udukogu ei teki ja täht ainult aurustub, muutudes pruunist kääbusest veelgi väiksemaks.
Kuid täht, mille mass on väiksem kui 0,5 päikeseenergiat, ei suuda kunagi heeliumi sünteesida isegi pärast seda, kui vesinikuga seotud reaktsioonid tuumas lakkavad. Nende täheümbris ei ole piisavalt massiivne, et ületada südamiku tekitatud survet. Nende tähtede hulka kuuluvad punased kääbused (nagu Proxima Centauri), kes on olnud põhijärjestuses sadu miljardeid aastaid. Pärast termotuumareaktsioonide lõppemist nende tuumas jätkavad need järk-järgult jahtudes elektromagnetilise spektri infrapuna- ja mikrolainevahemikus nõrka kiirgamist.
Keskmise suurusega tähed
Kui täht jõuab keskmine suurus(0,4 kuni 3,4 päikesemassi) punase hiiglase faasi, selle välimised kihid jätkavad laienemist, tuum tõmbub kokku ja reaktsioonid hakkavad heeliumist sünteesima süsinikku. Fusioon vabastab palju energiat, andes staarile ajutise hingamise. Päikese suurusega sarnase tähe puhul võib see protsess kesta umbes miljard aastat.
Muutused eralduva energia koguses põhjustavad tähel ebastabiilsuse perioode, sealhulgas muutusi suuruses, pinnatemperatuuris ja energiaväljundis. Energia väljund nihkub madala sagedusega kiirguse suunas. Selle kõigega kaasneb tugevate päikesetuulte ja intensiivsete pulsatsioonide tõttu kasvav massikadu. Selle faasi tähti nimetatakse hilist tüüpi tähed, OH -IR tähed või Mira-sarnased tähed, olenevalt nende täpsetest omadustest. Väljapaiskuv gaas on suhteliselt rikas tähe sisemuses toodetud raskete elementide, näiteks hapniku ja süsiniku poolest. Gaas moodustab paisuva kesta ja jahtub tähest eemaldudes, luues võimalik haridus tolmuosakesed ja molekulid. Tugevaga infrapunakiirgus keskne täht sellistes kestades moodustuvad ideaalsed tingimused maserite aktiveerimiseks.
Heeliumi põlemisreaktsioonid on väga temperatuuritundlikud. Mõnikord põhjustab see suurt ebastabiilsust. Tekivad ägedad pulsatsioonid, mis lõpuks annavad väliskihtidele piisavalt kineetilist energiat, et need väljuksid ja muutuksid planetaarseks udukoguks. Udu keskele jääb alles tähe tuum, mis jahtudes muutub heeliumvalgeks kääbuseks, mille mass on tavaliselt kuni 0,5-0,6 Päikest ja mille läbimõõt on suurusjärgus Maa läbimõõt. .
Valged kääbused
Valdav enamik tähti, sealhulgas Päike, lõpetab oma evolutsiooni kokkutõmbumisega, kuni degenereerunud elektronide rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Selles olekus, kui tähe suurus väheneb sada korda ja tihedus muutub miljon korda suuremaks kui vee tihedus, nimetatakse tähte valgeks kääbuseks. See jääb ilma energiaallikatest ja muutub järk-järgult jahtudes tumedaks ja nähtamatuks.
Päikesest massiivsemate tähtede puhul ei suuda degenereerunud elektronide rõhk sisaldada tuuma kokkusurumist ja see jätkub seni, kuni suurem osa osakestest muudetakse neutroniteks, mis on pakitud nii tihedalt, et tähe suurust mõõdetakse kilomeetrites ja see on 100. miljon korda tihedam vesi. Sellist objekti nimetatakse neutrontäheks; selle tasakaalu säilitab degenereerunud neutronaine rõhk.
Supermassiivsed tähed
Pärast seda, kui tähe välimised kihid, mille mass on suurem kui viis Päikese massi, on punase superhiiglase moodustamiseks hajutatud, hakkab tuum gravitatsioonijõudude toimel kokku tõmbuma. Kompressiooni suurenedes suureneb temperatuur ja tihedus ning uus järjestus termotuumareaktsioonid. Sellistes reaktsioonides sünteesitakse raskeid elemente, mis ajutiselt piiravad tuuma kokkuvarisemist.
Lõppkokkuvõttes, kui perioodilisuse tabeli raskemad ja raskemad elemendid moodustuvad, sünteesitakse ränist raud-56. Kuni selle hetkeni vabanes elementide süntees suur hulk energia, aga just -56 raudtuum on suurima massidefektiga ja raskemate tuumade teke on ebasoodne. Seetõttu, kui tähe raudtuum saavutab teatud väärtuse, ei suuda selles olev rõhk enam kolossaalsele gravitatsioonijõule vastu pidada ja tuuma kohene kokkuvarisemine toimub koos selle aine neutroniseerimisega.
Mis edasi saab, pole päris selge. Kuid mis iganes see ka poleks, põhjustab see mõne sekundiga uskumatu võimsusega supernoova plahvatuse.
Kaasnev neutriinopuhang kutsub esile lööklaine. Tugevad neutriinode joad ja pöörlev magnetväli suruvad välja enamus tähe poolt kogunenud materjal - nn külvielemendid, sealhulgas raud ja kergemad elemendid. Plahvatavat ainet pommitavad tuumast eralduvad neutronid, püüdes need kinni ja luues seeläbi rauast raskemate elementide komplekti, sealhulgas radioaktiivseid, kuni uraanini (ja võib-olla isegi kaliforniumini). Seega selgitavad supernoova plahvatused kohalolekut tähtedevaheline aine rauast raskemad elemendid.
Lööklaine ja neutriinojoad kannavad materjali eemale surev täht V tähtedevaheline ruum. Seejärel võib see supernoova materjal läbi kosmose liikudes põrkuda teistega kosmosepraht ja võimalusel osaleda uute tähtede, planeetide või satelliitide moodustamises.
Supernoova tekke käigus toimuvaid protsesse alles uuritakse ja siiani pole selles küsimuses selgust. Samuti on küsitav, mis algtähest tegelikult alles jääb. Siiski kaalutakse kahte võimalust:
Neutronitähed
On teada, et mõnedes supernoovades tugev gravitatsioonülihiiglase sügavuses põhjustab see elektronide langemise aatomituuma, kus need sulanduvad prootonitega, moodustades neutroneid. Elektromagnetilised jõud, eraldades läheduses olevad tuumad, kaovad. Tähe tuumaks on nüüd aatomituumade ja üksikute neutronite tihe pall.
Sellised neutrontähtedena tuntud tähed on äärmiselt väikesed – mitte rohkem kui suur linn, ja neil on kujuteldamatu kõrge tihedusega. Nende tiirlemisperiood muutub tähe suuruse vähenedes (nurkimpulsi säilimise tõttu) äärmiselt lühikeseks. Mõned teevad 600 pööret sekundis. Kui põhja ja lõunat ühendav telg magnetpoolus Sellelt kiiresti pöörlevalt Maa poole suunatud tähelt on võimalik tuvastada kiirgusimpulssi, mis kordub tähe tiirlemisperioodiga võrdsete intervallidega. Sellised neutrontähed sai nime "pulsarid" ja neist said esimesed avastatud neutrontähed.
Mustad augud
Kõigist supernoovadest ei saa neutrontähti. Kui tähe mass on piisavalt suur, siis tähe kokkuvarisemine jätkub ja neutronid ise hakkavad sissepoole langema, kuni selle raadius muutub väiksemaks kui Schwarzschildi raadius. Pärast seda muutub täht mustaks auguks.
Mustade aukude olemasolu ennustas üldrelatiivsusteooria. Üldrelatiivsusteooria järgi ei saa aine ja informatsioon mitte mingil juhul mustast august lahkuda. Siiski võimaldab kvantmehaanika sellest reeglist erandeid teha.
On jäänud number avatud küsimused. Peamine neist: "Kas musti auke on üldse olemas?" Lõppude lõpuks, selleks, et kindlalt väita, et antud objekt on must auk, on vaja jälgida selle sündmuste horisonti. Kõik katsed seda teha lõppesid ebaõnnestumisega. Kuid lootust on veel, kuna mõnda objekti ei saa seletada ilma akretsioonita ja akretsioonita objektile ilma tahke pinnata, kuid see ei tõesta mustade aukude olemasolu.
Samuti on lahtised küsimused: kas täht on võimalik supernoovast mööda minnes otse musta auku kokku kukkuda? Kas on supernoovad, millest saavad hiljem mustad augud? Milline on tähe algmassi täpne mõju objektide tekkele tema elutsükli lõpus?
Tähe mass T☼ ja raadiust R saab iseloomustada selle potentsiaalse energiaga E . potentsiaal või gravitatsioonienergia täht on töö, mida tuleb kulutada, et tähe aine lõpmatuseni hajutada. Ja vastupidi, see energia vabaneb tähe kokkutõmbumisel, st. kui selle raadius väheneb. Selle energia väärtuse saab arvutada järgmise valemi abil:
Päikese potentsiaalne energia on võrdne: E ☼ = 5,9∙10 41 J.
Tähe gravitatsioonilise kokkusurumise protsessi teoreetiline uuring on näidanud, et täht kiirgab umbes poole oma potentsiaalsest energiast, teine pool aga kulub oma massi temperatuuri tõstmiseks ligikaudu kümne miljoni kelvinini. Pole aga raske olla veendunud, et Päike oleks selle energia välja lasknud 23 miljoni aasta pärast. Niisiis, gravitatsiooniline kokkusurumine võib olla tähtede energiaallikas ainult mõnel, üsna lühikesed etapid nende arengut.
Termotuumasünteesi teooria formuleeriti 1938. aastal. Saksa füüsikud Karl Weizsäcker ja Hans Bethe. Selle eelduseks oli esiteks 1918. aastal F. Astoni (Inglismaa) poolt heeliumi aatomi massi määramine, mis võrdub 3,97 vesinikuaatomi massiga. , teiseks kehakaalu vahelise seose tuvastamine 1905. aastal T ja tema energiat E Einsteini valemi kujul:
kus c on valguse kiirus, kolmandaks avastati 1929. aastal, et tänu tunneli efekt kaks võrdselt laetud osakest (kaks prootonit) võivad läheneda teineteisele kaugusele, kus tõmbejõud on suurem, nagu ka positroni e+ ja neutroni n avastamine 1932. aastal.
Esimene ja tõhusaim termotuumasünteesi reaktsioonidest on heeliumi aatomi tuumas nelja prootoni moodustumine vastavalt skeemile:
See, mis siin toimub, on väga oluline massiviga: heeliumi tuuma mass on 4,00389 amü, nelja prootoni mass aga 4,03252 amü. Einsteini valemi abil arvutame ühe heeliumi tuuma moodustumisel vabaneva energia:
Pole raske välja arvutada, et kui Päike koosneks arengu algfaasis ainult vesinikust, siis piisaks selle muutumisest heeliumiks Päikese kui tähe olemasoluks, mille energiakadu on praegu umbes 100 miljardit aastat. Tegelikult räägime umbes 10% vesiniku "põlemisest". sügavaimad sügavused tähed, kus temperatuur on termotuumasünteesi reaktsioonide jaoks piisav.
Heeliumi sünteesireaktsioonid võivad toimuda kahel viisil. Esimest nimetatakse pp tsükkel teine - KOOS EI tsüklit. Mõlemal juhul, kaks korda igas heeliumi tuumas, muutub prooton neutroniks vastavalt järgmisele skeemile:
,
Kus V- neutriino.
Tabelis 1 on näidatud iga termotuumasünteesi reaktsiooni keskmine aeg, periood, mille jooksul algosakeste arv väheneb eüks kord.
Tabel 1. Heeliumi sünteesi reaktsioonid.
Fusioonireaktsioonide efektiivsust iseloomustab allika võimsus, energia hulk, mis vabaneb aine massiühiku kohta ajaühikus. Teooriast järeldub, et
, kusjuures . Temperatuuri piirang T, millest kõrgemal põhirolli ei mängi rr-, A CNO tsükkel, võrdub 15∙10 6 K. Päikese sügavustes mängib peaosa pp- tsükkel. Just sellepärast, et tema esimene reaktsioon on väga suur iseloomulik aeg(14 miljardit aastat) mööduvad Päike ja sarnased tähed evolutsiooniline tee umbes kümme miljardit aastat. Massiivsemate valgete tähtede puhul on see aeg kümneid ja sadu kordi väiksem, kuna põhireaktsioonide iseloomulik aeg on palju lühem CNO- tsükkel.Kui tähe sisemuses ulatub temperatuur pärast vesiniku ammendumist seal sadade miljonite kelviniteni ja see on võimalik tähtede puhul, mille mass on T>1,2m ☼ , siis saab energiaallikaks heeliumi süsinikuks muutmise reaktsioon vastavalt skeemile:
. Arvutused näitavad, et täht kasutab oma heeliumivarud ära ligikaudu 10 miljoni aastaga. Kui selle mass on piisavalt suur, jätkab tuum kokkusurumist ja temperatuuril üle 500 miljoni kraadi muutuvad need võimalikud reaktsioonid keerukamate aatomituumade süntees vastavalt skeemile: 
Kell kõrgemad temperatuurid ilmnevad järgmised reaktsioonid:
jne. kuni raua tuumade moodustumiseni. Need on reaktsioonid eksotermiline, Nende edenemise tulemusena vabaneb energia.
Teatavasti vabaneb energia, mida täht ümbritsevasse ruumi kiirgab, selle sügavuses ja imbub järk-järgult tähe pinnale. Seda energiaülekannet läbi täheaine paksuse saab läbi viia kahe mehhanismi abil: kiirguse ülekanne või konvektsioon.
Esimesel juhul me räägime kvantide korduvkasutatava neeldumise ja taasemissiooni kohta. Tegelikult toimub iga sellise toiminguga kvantide killustumine, seega mitte kõvade γ-kvantide asemel, mis tekivad termotuumasünteesi tähe sügavuses jõuavad selle pinnale miljonid madala energiaga kvantid. Sel juhul on energia jäävuse seadus täidetud.
Energiaülekande teoorias võeti kasutusele teatud sagedusega υ kvanti vaba tee mõiste. Pole raske mõista, et täheatmosfääris ei ületa kvanti vaba teekond mitut sentimeetrit. Ja aega, mis kulub energiakvantide lekkimiseks tähe keskpunktist selle pinnale, mõõdetakse miljonites aastates. Kuid tähtede sügavuses võivad tekkida tingimused, mille korral selline kiirgustasakaal on häiritud. Sarnaselt käitub vesi ka anumas, mida soojendatakse altpoolt. Konkreetne aeg siin on vedelik tasakaaluseisundis, kuna otse anuma põhjast üleliigse energia saanud molekul suudab kokkupõrgete kaudu osa energiast üle kanda teistele ülal asuvatele molekulidele. See loob anumas teatud temperatuurigradienti selle põhjast ülemise servani. Siiski muutub aja jooksul kiirus, millega molekulid saavad kokkupõrgete kaudu energiat ülespoole üle kanda, väiksemaks kui kiirus, millega soojus kandub altpoolt. Toimub keemine - soojusülekanne aine otsesel liikumisel.