До головної послідовностівідносяться ті зірки, які перебувають у основний фазі своєї еволюції. Це якщо порівнювати з людиною, період зрілості, період відносної стійкості. Усі зірки проходять цю фазу, одні швидше (важкі зірки), інші – довше (легкі зірки). У житті кожної зірки цей період є найтривалішим.

Е Якщо розглядати діаграму Герцшпрунга - Рессела, то зірки головної послідовності розташовуються по діагоналі з верхнього лівого кута (високі світності) в нижній правий (низькі світності). Положення зірок на діаграмі Герцшпрунга – Ресселла залежить від маси, хімічного складу зірок та процесів виділення енергії в їх надрах. Зірки на Головній послідовності мають однакове джерело енергії (термоядерні реакції горіння водню, так що їх світність і температура (а отже, положення на Головній послідовності) визначаються головним чином масою, найпотужніші зірки (М~50M Сонця) розташовуються у верхній (лівій) частині Головної послідовності, і з просуванням вниз Головною послідовності маси зірок зменшуються до М~0,08M Сонця.

Н а Головну послідовність зірки потрапляють після стадії гравітаційного стиску, що призводить до появи у надрах зірки термоядерного джерела енергії Початок стадії Головної послідовності визначається як момент, коли втрати енергії хімічно однорідної зірки на випромінювання повністю компенсуються виділенням енергії в термоядерних реакціях. Зірки в цей момент знаходяться на лівій межі Головної послідовності, яка називається початковою Головною послідовністю або Головною послідовністю нульового віку. Закінчення стадії Головної послідовності відповідає освіті зірки однорідного гелієвого ядра. Зірка йде з Головної послідовності та стає гігантом. Розкид зірок на спостережуваній Головній послідовності обумовлений, крім ефектів еволюції, відмінностями в початковому хімічному складі, обертанням та можливою подвійністю зірки.

У зірок з М<0,08M Сонця час гравітаційного стиску перевищує час життя Галактики, і тому вони не досягли Головної послідовності і знаходяться дещо правіше за неї. У зірок з масами 0,08M Сонця стадія термоядерного горіння водню настільки тривала, що вони протягом життя Галактики не встигли залишити Головної послідовності. У більш потужних зірок час життя на Головній послідовності ~90% всього часу їхньої еволюції. Саме цим пояснюється переважна концентрація зірок у галузі Головної послідовності.

А Наліз Головної послідовності грає особливо важливу рольпри дослідженні зоряних груп і скупчень, тому що в міру збільшення їх віку точка, в якій Головна послідовність скупчення починає помітно відхилятися від початкової Головної послідовності, зміщується в область менших світимостей і пізніших спектральних класів, і тому положення точки повороту Головної послідовності може служити індикатором віку зоряного скупчення.

The Hertzsprung-Russell Diagram (HR Diagram)

© Знання-сила

Діаграма Герцшпрунга-Ресела

Найважливішими фізичними характеристикамизірки є температура та абсолютна зоряна величина. Температурні показники тісно пов'язані з кольором зірки, а абсолютна зоряна величина – зі спектральним класом. Згадаймо, що згідно з класифікацією, що використовується в даний час, зірки відповідно до їх спектрів, як уже було сказано в розділі сайту "Спектральні класи", діляться на сім основних спектральних класів. Вони позначені латинськими літерами O, B, A, F, G, K, М . Саме у цій послідовності температура зірок знижується від кількох десятків тисяч градусів для класу O (дуже гарячі зірки) до 2000-3000 градусів для зірок класу М.

Тобто. міра блиску, що виражається кількістю енергії, що випромінюється зіркою. Її можна вирахувати теоретично, знаючи відстань до зірки.

У 1913 році датський астроном Ейнар Герцшпрунг і американський Генрі Норріс Рессел незалежно один від одного прийшли до однієї ідеї побудувати теоретичний графік, що пов'язує два основні зіркові параметри - температуру та абсолютну зоряну величину. В результаті вийшла діаграма, якою були присвоєні імена двох астрономів - діаграма Герцшпрунга-Рессела (скор. HRD), або, простіше, діаграма Г-Р. Як ми побачимо далі, діаграма Герцшпрунга-Рессела допомагає розібратися в еволюції зірок. Крім того, вона широко застосовується і для визначення відстаней до зоряних скупчень.

Кожній точці на цій діаграмі відповідає зірка. По осі ординат ( вертикальна вісь) відкладена світність зірки, а по осі абсцис (горизонтальна вісь) температура її поверхні. Якщо за кольором зірки визначити її температуру, то у нашому розпорядженні буде одна з величин, необхідних для побудови діаграми Г-Р. Якщо відома відстань до зірки, то з її видимої яскравості на небі можна визначити світність. Тоді в нашому розпорядженні будуть обидві величини, необхідні для побудови діаграми Г-Р, і ми зможемо поставити на цій діаграмі точку, яка відповідає нашій зірці.

Сонце міститься на діаграмі навпроти світності 1, а оскільки температура поверхні Сонця становить 5800 градусів, воно виявляється майже в середині діаграми Г-Р.

Зірки, світність яких більша за сонячну, розташовані на діаграмі вище. Наприклад, число 1000 означає, що на цьому рівні розміщуються зірки, світність яких у 1000 разів більша за світність Сонця.

Зірки з меншою світністю, як, наприклад, Сіріус B – білий карлик із системи Сіріуса, – лежать нижче. Зірки, які гарячіші за Сонце, як, наприклад, Сиріус А і Дзета Возничого В - гаряча зіркаіз системи Дзета Возничого та Спіка з сузір'я Діви, лежать ліворуч від Сонця. Холодніші зірки, як Бетельгейзе і червоний надгігант із системи Дзета Возничого, лежать праворуч.

Оскільки холодні зірки випромінюють червоне світло, а гарячі - біле або блакитне, то на діаграмі праворуч розташовані червоні зірки, а зліва - білі або блакитні. Вгорі на діаграмі лежать зірки з великою світністю, а знизу - з малою.

Головна послідовність

Більшість зірок на діаграмі Г-Р розташовується в межах діагональної смуги, що йде з верхнього лівого кута в нижній правий. Ця смуга називається "Головною послідовністю" . Зірки, що розташовані на ній, називаються "зірками головної послідовності". Наше Сонце відноситься до зірок головної послідовності та розташоване в тій її частині, яка відповідає жовтим зіркам. У верхній частині головної послідовності розташовані найяскравіші і найгарячіші зірки, а справа внизу - найтьмяніші і, як наслідок, довгоживучі.

Зірки головної послідовності знаходяться в "найспокійнішій" і стабільній фазі свого існування, або, як заведено говорити, фазі життя.

Джерелом їхньої енергії є. За сучасними оцінками теорії зіркової еволюції, ця фаза становить близько 90% життя будь-якої зірки. Саме тому більшість зірок належить до головної послідовності.

Відповідно до теорії зоряної еволюції, коли запаси водню в надрах зірки закінчуються, вона залишає головну послідовність, відхиляючись праворуч. У цьому температура зірки завжди падає, а розмір швидко зростає. Починається складний рух зірки, що дедалі більше прискорюється, по діаграмі.

Червоні гіганти та білі карлики

Окремо - правіше і вище головної послідовності розташована група зірок з дуже високою світністю, причому температура таких зірок відносно низька - це так звані червоні зірки-гіганти та надгіганти . Це холодні зірки (приблизно 3000°С), які, проте, набагато яскравіші за зірки з такою ж температурою, що знаходяться в головній послідовності. Один квадратний сантиметрповерхні холодної зіркивипромінює за секунду відносно мала кількість енергії. Велика загальна світність зірки пояснюється тим, що велика площа поверхні: зірка повинна бути дуже великою. Гігантами називають зірки, діаметр яких більший за діаметр Сонця в 200 разів.

Так само ми можемо розглянути і ліву нижню частинудіаграми. Там розташовані гарячі зірки з низькою світністю. Оскільки квадратний сантиметр поверхні гарячого тіла випромінює за секунду багато енергії, а зірки з лівого нижнього кута діаграми мають низьку світність, ми повинні зробити висновок, що вони невеликі за розмірами. Зліва внизу, таким чином, розташовуються білі карлики , дуже щільні та компактні зірки розмірами в середньому в 100 разів менше Сонця, діаметром, порівнянним з діаметром нашої планети. Одна з таких зірок, наприклад, – супутник Сіріуса, званий Сіріус B .

Зоряні послідовності діаграми Герцшпрунга-Ресела в прийнятій умовній нумерації

На діаграмі Герцшпрунга-Ресела крім розглянутих нами вище послідовностей, астрономи фактично виділяють ще кілька послідовностей, а головна послідовність має умовний номер V . Перерахуємо їх:

Іа - послідовність яскравих надгігантів,
Ib - Послідовність слабких надгігантів,
II- Послідовність яскравих гігантів,
III- Послідовність слабких гігантів,
IV - Послідовність субгігантів,
V - головна послідовність,
VI - послідовність субкарликів,
VII - Послідовність білих карликів.

Відповідно до такої класифікації, наше Сонце з його спектральним класом G2 позначають як G2V .

Таким чином, вже із загальних міркувань, знаючи світність і температуру поверхні, можна оцінити розмір зірки. Температура каже нам, скільки енергії випромінює один квадратний сантиметр поверхні. Світність, рівна енергії, яку випромінює зірка за одиницю часу, дозволяє дізнатися величину випромінюючої поверхні, а отже, і радіус зірки.

Необхідно також зробити застереження, що виміряти інтенсивність світла, що приходить до нас від зірок, не так просто. Атмосфера Землі пропускає все випромінювання. Короткохвильове світло, наприклад, в ультрафіолетовій області спектру, не доходить до нас. Слід зазначити, що видимі зоряні величини віддалених об'єктів послаблюються не тільки внаслідок поглинання атмосферою Землі, але ще й через поглинання світла порошинками, що є в міжзоряному просторі. Зрозуміло, що цього чинника, що заважає, не можна позбавити навіть космічний телескоп, який працює поза атмосферою Землі.

Але й інтенсивність світла, що пройшло крізь атмосферу, можна вимірювати по-різному. Людське око сприймає лише частину світла, що випромінюється Сонцем та зірками. Світлові променірізної довжини, що мають різний колір, не однаково інтенсивно впливають на сітківку ока, фотопластинку або електронний фотометр. При визначенні світності зірок враховують лише світло, яке сприймається людським оком. Отже, для вимірювань треба використовувати інструменти, які за допомогою кольорових фільтрів імітують колірну чутливість людського ока. Тому на діаграмах Г-Р часто замість істинної світності вказують світність у видимої областіспектра, що сприймається оком. Її називають також візуальною світністю. Величини істинної (болометричної) і візуальної світності можуть відрізнятися досить сильно. Так, наприклад, зірка, маса якої в 10 разів більша за сонячну, випромінює приблизно в 10 тисяч разів більше енергії, ніж Сонце, у той час як у видимому діапазоні спектру вона всього в 1000 разів яскравіше Сонця. Тому спектральний тип зірки сьогодні часто замінюють на інший еквівалентний параметр, званий "показником кольору"; або "індексом кольору" , що відображається на горизонтальній осі діаграми. У сучасній астрофізиці індекс кольору являє собою, по суті, різницю між зоряними величинами зірки в різних діапазонах спектру (прийнято вимірювати різницю між зоряними величинами в синій і видимій частині спектра B-V або B мінус V від англійської Blue та Visible). Цей параметр показує кількісний розподіл енергії, яку зірка випромінює на різних довжинах хвиль, що безпосередньо пов'язане з температурою поверхні зірки.

Діаграма ГР зазвичай наводиться в наступних координатах:
1. Світимість – ефективна температура.
2. Абсолютна зоряна величина – показник кольору.
3. Абсолютна зіркова величина – спектральний клас.

Фізичний зміст діаграми Г-Р

Фізичний зміст діаграми Г-Р у тому, що після нанесення неї максимальної кількостіекспериментально спостерігаються зірок, за їх розташуванням можна визначити закономірності їх розподілу за співвідношенням спектра і світності. Якби між світильниками та їх температурами не було жодної залежності, то всі зірки розподілялися б на такій діаграмі рівномірно. Але на діаграмі виявляються кілька закономірно розподілених угруповань зірок, щойно розглянутих нами, які називаються послідовностями.

Діаграма Герцшпрунга-Ресела надає величезну допомогу у вивченні еволюції зірок протягом їх існування. Якби було можливим простежити за еволюцією зірки протягом її життя, тобто. Протягом кількох сотень мільйонів або навіть кількох мільярдів років, ми побачили б її повільне зміщення за діаграмою Г-Р відповідно до зміни фізичних характеристик. Пересування зірок за діаграмою залежно від віку називають еволюційними треками.

Інакше кажучи, діаграма Г-Р допомагає зрозуміти, як зірки еволюціонують протягом усього свого існування. Зворотним розрахунком за допомогою цієї діаграми можна обчислити відстань до зірок.

Шановні відвідувачі!

У вас відключено роботу JavaScript. Будь ласка, увімкніть скрипти в браузері, і вам відкриється повний функціонал сайту!

Зірки головної послідовності

Одиниці виміру

Більшість зоряних показників зазвичай виявляється у СІ, але й СГС (наприклад, світність виявляється у ергах на секунду). Маса, світність та радіус зазвичай даються у співвідношенні з нашим Сонцем:

Для позначення відстані до зірок прийняті такі одиниці як світловий рік та парсек

Великі відстані, такі як радіус гігантських зірокабо велика піввісь подвійних зоряних систем часто виражаються з використанням

астрономічної одиниці(а. е.) - середня відстань між Землею та Сонцем (150 млн км).

Рис.1 – Діаграма Герцшпрунга-Рассела

Види зірок

Класифікації зірок почали будувати відразу після того, як почали одержувати їх спектри. У першому наближенні спектр зірки можна описати як спектр чорного тіла, але з накладеними на нього лініями поглинання чи випромінювання. За складом і силою цих ліній зірці присвоювався той чи інший певний клас. Так роблять і зараз, однак, нинішній поділ зірок набагато складніший: додатково воно включає абсолютну зоряну величину, наявність або відсутність змінності блиску і розмірів, а основні спектральні класи розбиваються на підкласи.

На початку XX століття, Герцшпрунг і Рассел нанесли на діаграму «Абсолютна зіркова величина«-» «спектральний клас» різні зіркиі виявилося, що більша їх частина згрупована вздовж вузькою кривою. Пізніше ця діаграма (нині називається Діаграма Герцшпрунга-Рассела) виявилося ключем до розуміння та досліджень процесів, що відбуваються всередині зірки.

Тепер, коли є теорія внутрішньої будовизірок і теорія їхньої еволюції, стало можливим і пояснення існування класів зірок. Виявилося, що все різноманіття видів зірок - це не більше, ніж відображення кількісних характеристикзірок (такі як маса та хімічний склад) та еволюційного етапу, на якому в даний моментзнаходиться зірка.

У каталогах та на листі клас зірок пишеться в одне слово, при цьому спочатку йде буквенепозначення основного спектрального класу (якщо клас точно не визначений, пишеться буквений діапазон, наприклад, O-B), далі арабськими цифрами уточнюється спектральний підклас, потім римськими цифрами йде клас світності (номер області на діаграмі Герцшпрунга-Рассела), а потім йде додаткова інформація. Наприклад, Сонце має клас G2V.

Найбільш численний клас зірок становлять зірки головної послідовності, такого типу зірок належить і Сонце. З еволюційної точки зору головна послідовність - це місце діаграми Герцшпрунга-Рассела, на якому зірка знаходиться більшу частинусвого життя. У цей час втрати енергії на випромінювання компенсуються рахунок енергії, що виділяється в ході ядерних реакції. Час життя на головній послідовності визначається масою і часткою елементів важче гелію (металлічністю).

Сучасна (гарвардська) спектральна класифікація зірок, розроблена в Гарвардській обсерваторії у 1890 – 1924 роках.

Основна (гарвардська) спектральна класифікація зірок
Клас	Температура, K	Справжній колір	Видимий колір	Основні ознаки
O	30 000-60 000	блакитний	блакитний	Слабкі лінії нейтрального водню, гелію, іонізованого гелію, багаторазово іонізованих Si, C, N.
B	10 000-30 000	біло-блакитний	біло-блакитний та білий	Лінії поглинання гелію та водню. Слабкі лінії H та К Ca II.
A	7500-10 000	білий	білий	Сильна бальмерівська серія, лінії H та К Ca II посилюються до класу F. Також ближче до класу F починають з'являтися лінії металів
F	6000-7500	жовто-білий	білий	Сильні лінії H і К Ca II, лінії металів. Лінії водню починають слабшати. З'являється лінія Ca I. З'являється та посилюється смуга G, утворена лініями Fe, Ca та Ti.
G	5000-6000	жовтий	жовтий	Лінії H і К Ca II інтенсивні. Лінія Ca I та численні лінії металів. Лінії водню продовжують слабшати, з'являються смуги молекул CH та CN.
K	3500-5000	помаранчевий	жовтувато-жовтогарячий	Лінії металів та смуга G інтенсивні. Лінії водню майже непомітно. З'являється смуги поглинання TiO.
M	2000-3500	червоний	оранжево-червоний	Інтенсивні смуги TiO та інших молекул. Смуга G слабшає. Досі помітні лінії металів.

Коричневі карлики

Коричневі карлики - це тип зірок, у яких ядерні реакціїніколи не могли компенсувати втрати енергії на випромінювання. Довгий часкоричневі карлики були гіпотетичними об'єктами. Їх існування передбачили в середині XX ст., ґрунтуючись на уявленнях про процеси, що відбуваються під час формування зірок. При цьому 2004 року вперше було виявлено коричневий карлик. На сьогоднішній день відкрито чимало зірок подібного типу. Їх спектральний клас М - T. Теоретично виділяється ще один клас - позначається Y.

Зірки головної послідовності - поняття та види. Класифікація та особливості категорії "Зірки головної послідовності" 2017, 2018.

Зірки є найцікавішими астрономічними об'єктами, і є найбільш фундаментальними. будівельні блокигалактик. Вік, розподіл та склад зірок у галактиці дозволяє визначити її історію, динаміку та еволюцію. Крім того, зірки несуть відповідальність за виробництво та розподіл у космічному просторіважких елементів, таких як вуглець, азот, кисень, а їх характеристики тісно пов'язані з планетарними системамиякі вони утворюють. Тому вивчення процесу народження, життя та смерті зірок займає центральне місцев астрономічній галузі.

Народження зірок

Зірки народжуються у хмарах пилу та газу, які розкидані в більшості галактик. Яскравим прикладомрозподілу такої хмари є туманність Оріону.

Представлене зображення поєднує в собі зображення у мабуть і інфрачервоному діапазоніхвиль, отримані від космічного телескопа Hubble та Spitzer. Турбулентність у глибині цих хмар призводить до створення вузлів із достатньої маси для початку процесу розігріву матеріалу в центрі цього вузла. Саме це гаряче ядро, більш відоме як протозірка, якось зможе стати зіркою.

Тривимірне комп'ютерне моделюванняпроцесу формування зірок показує, що газовопилові хмари, що обертаються, можуть зруйнуватися на дві або три частини; це пояснює, чому більшість зірок у Чумацький шляхперебувають у парах чи невеликих групах.

Не весь матеріал, з газопилової хмари потрапляє у майбутню зірку. Матеріал, що залишився, може утворити планети, астероїди, комети або просто залишитися у вигляді пилу.

Головна послідовність зірок

Зірці розміром з наше Сонце потрібно близько 50 мільйонів років, щоб дозріти з моменту утворення до дорослого стану. Наше Сонце перебуватиме у цій фазі зрілості протягом приблизно 10 мільярдів років.

Зірки живляться енергією, що виділяється в процесі ядерного синтезуводню з утворенням гелію у своїх надрах. Відтік енергії їх центральних областей зірки забезпечує необхідний тиск запобігання колапсу зірки під впливом власності сили тяжкості.

Як показано у діаграмі Герцшпрунга-Рассела, головна послідовність зірок охоплює широкий спектрсвітності та кольору зірок, які можуть бути класифіковані відповідно до цих характеристик. Найменші зірки відомі як червоні карлики, мають масу близько 10% маси Сонця та випромінюють лише 0.01% енергії порівняно з нашим світилом. Температура їхньої поверхні не перевищує 3000-4000 К. Незважаючи на свої мініатюрні розміри, червоні карлики є на сьогоднішній день найчисленнішим типом зірок у Всесвіті і мають вік десятки мільярдів років.

З іншого боку, найбільш масивні зірки, відомі як гіпергіганти, можуть мати масу в 100 або більше разів, більше масиСонця і температура поверхні понад 30 000 К. Гіпергіганти виділяють у сотні тисяч разів більше енергії, ніж Сонце, але мають час життя всього кілька мільйонів років. Такі екстремальні зірки, як вважають вчені, були широко поширені в ранньому Всесвіті, сьогодні ж вони зустрічаються вкрай рідко - у всьому Чумацькому шляху відомо кілька гіпергігантів.

Еволюція зірки

У загальних рисахчим більше зіркатим коротше її тривалість життя, хоча всі крім надмасивних зірокживуть мільярди років. Коли зірка повністю виробляє водень у своєму ядрі, ядерні реакції у її надрах припиняються. Позбавлене енергії ядро, необхідне свого підтримки, починає руйнуватися у собі ставати набагато гарячіше. Водень, що залишився, за межами ядра продовжує підтримувати ядерну реакцію за межами ядра. Все більш і більш гаряче ядро ​​починає виштовхувати зовнішні шари зірки назовні, змушуючи зірку розширюватися і охолоджуватися, перетворюючи її на червоного гіганта.

Якщо зірка досить масивна, процес колапсу ядра може довести його температуру до достатнього рівня, щоб підтримувати екзотичніші ядерні реакції, які споживають гелій і виробляють різні важкі елементи, аж до заліза. Тим не менш, такі реакції дають лише тимчасове відстрочення від глобальної катастрофизірки. Поступово, внутрішні ядерні процесизірки стають дедалі нестабільнішими. Ці зміни викликають пульсацію всередині зірки, яка надалі призведе до скидання зовнішніх оболонок, оточуючи себе хмарою газу та пилу. Що відбувається далі залежить від розміру ядра.

Подальша доля зірки залежно від її ядра

	Для середніх зірок, подібних до Сонця, процес звільнення ядра від зовнішніх шарів триває до тих пір, поки весь навколишній матеріал не буде викинутий. Дуже розігріте ядро, що залишилося, називається білий карлик. Білі карлики мають розмір порівнянної із Землею, має масу повноцінної зірки. До недавнього часу вони залишалися загадкою для астрономів – чому не відбувається подальшої руйнації ядра. Квантова механікадозволила цю загадку. Тиск електронів, що швидко рухаються, рятує зірку від колапсу. Чим масивніше ядро, тим щільніший карлик утворюється. Таким чином, чим менший розмір білого карлика, тим паче він масивний. Ці парадоксальні зірки досить часто зустрічаються у Всесвіті - наше Сонце за кілька мільярдів років теж перетвориться на білого карлика. Через відсутність внутрішнього джерелаенергії, білі карлики з часом остигають і зникають у безмежних просторах космічного простору.
	Якщо білий карлик утворився у подвійній чи кратній зірковій системізакінчення його життя може бути більш насиченим відомим як освіта нової зірки. Коли астрономи даній подіїдали таку назву, вони дійсно думали, що відбувається освіта нової зірки. Однак сьогодні відомо, що насправді йдетьсяпро дуже старі зірки - білі карлики. Якщо білий карлик знаходиться досить близько до зірки компаньйона, його гравітація може перетягнути на себе водень із зовнішніх шарів атмосфери свого сусіда і створити свій власний поверхневий шар. Коли збирається достатньо водню на поверхні білого карлика, відбувається вибух ядерного палива. Це призводить до збільшення його яскравості і скидання матеріалу, що залишився з поверхні. Протягом кількох днів яскравість зірки падає і цикл починається знову. Іноді, особливо у масивних білих карликів (маса яких більше 1,4 маси Сонця) може обростати настільки великою кількістюматеріалу, що під час вибуху вони повністю руйнуються. Цей процес відомий як народження наднової зірки.
	Зіркам головної послідовності з масою близько 8 і більше мас Сонця судилося померти в результаті потужного вибуху. Цей процес називають народженням наднової зіркою. Наднова зірка – це не просто велика нова зірка. У новій зірці вибухають лише поверхневі шари, тоді як у надновій відбувається колапс самого ядра зірки. Внаслідок цього відбувається вивільнення колосальної кількості енергії. У період від кількох днів до кількох тижнів, наднова може затьмарити своїм світлом цілу галактику. Терміни Нова та Наднова зірка не зовсім точно визначають суть процесу. Як ми вже знаємо, фізично освіта нових зірок не відбувається. Відбувається руйнація вже існуючих зірок. Пояснює подібну оману дещо історичних випадківколи на небі з'являлися яскраві зіркиякі до цього часу були практично або повністю невидні. Цей ефект і поява нової зірки і вплинув на термінологію.
	Якщо в центрі наднової зірки розташоване ядро ​​з масою від 1,4 до 3 мас Сонця, руйнування ядра триватиме доти, доки електрони та протони не об'єднаються і не створять нейтрони, які згодом утворюють нейтронну зірку. Нейтронні зірки є неймовірно щільними космічними об'єктамиїх щільність порівнянна з щільністю атомного ядра. Оскільки велика кількістьмаси упаковано в маленькому обсязі, гравітація на поверхні нейтронної зіркипросто неймовірна Нейтронні зірки мають великі магнітні поля, які можуть прискорити атомні часткинавколо неї магнітних полюсіввиробляючи потужні пучки радіації. Якщо такий пучок орієнтований у бік Землі, ми можемо реєструвати регулярні імпульси в рентгенівському діапазоні від цієї зірки. У такому разі вона називається пульсаром.
	Якщо ядро ​​зірки більше 3 сонячних мас, то в процесі його колапсу утворюється чорна діра: нескінченно щільний об'єкт, гравітація якого настільки сильна, що навіть світло не може залишити її. Так як фотони це єдиний інструмент, завдяки якому ми можемо вивчати всесвіт, виявлення чорних дірок безпосередньо неможливо. Про їх існування можна дізнатися лише побічно. Одним з головних непрямих факторів, що вказують на існування в певній області чорної діри, є її величезна гравітація. Якщо поруч із чорною дірою розташований будь-який матеріал — найчастіше це зірки-компаньйони — він буде захоплений чорною діркою та притягнутий до неї. Притягнута матерія рухатиметься у бік чорної дірки по спіралі утворюючи навколо неї диск, який нагрівається до величезних температур, випускаючи рентгенівських і гамма-променів. Саме їх виявлення побічно вказує на існування поруч із зіркою чорної дірки.

Корисні статті які дадуть відповідь на більшість цікавих питаньпро зірок.

Об'єкти глибокого космосу