Kakšna je temperatura rdečih zvezdic. Velikosti, množice, gostota zvezd. Spektralni razredi zvezd

Snov našega vesolja je strukturno organizirana in tvori veliko različnih pojavov različnih lestvic z zelo zelo izpuščenim fizične lastnosti. Ena najpomembnejših takih lastnosti je temperatura. Poznavanje tega kazalnika in z uporabo teoretičnih modelov lahko ocenjujemo številne značilnosti telesa - o stanju, strukturi, starosti.

Različica temperaturnih vrednosti v različnih opazovanih komponentah vesolja je zelo velika. Torej, najnižji znesek v naravi je določen za meglo za bmerang in je le 1 K. in kakšne so najvišje temperature v vesolju, ki so danes znane, in katere značilnosti različnih predmetov pričajo? Za začetek, poglejmo, kako znanstveniki določajo temperaturo oddaljenih kozmičnih teles.

Spektri in temperature

Vse informacije o oddaljenih zvezdah, meglice, galaksijskih znanstvenikih prejmejo, raziskovanje njihovega sevanja. S katerim frekvenčnim obsegom spektra predstavlja največjo sevanje, se temperatura določi kot povprečni kazalnik kinetična energijaKateri so delci telesa, ker je frekvenca sevanja povezana z neposredno odvisnostjo z energijo. Najvišja temperatura v vesolju bi morala odražati največjo energijo.

Z višjo visoko frekvenco je značilna največja intenzivnost sevanja, vroče telo v študiji. Vendar pa je celoten obseg sevanja distribuiran z zelo široko paleto, in glede na značilnosti vidnega območja ("barva"), lahko naredite nekatere splošne zaključke o temperaturi, na primer, zvezde. Končna ocena se izvede na podlagi študije celotnega spektra, ob upoštevanju pasov emisij in absorpcije.

Spektralni razredi zvezd

Na podlagi spektralnih lastnosti, vključno z barvo, je bila razvila tako imenovana klasifikacija Harvard. Vključuje sedem osnovnih razredov, označenih s črkami O, B, A, F, G, K, M in več dodatnih. Klasifikacija Harvarda odraža temperaturo površine zvezd. Sonce, katerega fotosfera se segreje na 5780 K, se nanaša na razred rumene G2 zvezde. Najbolj vroče razred Blue Stars O, najhladnejša - rdeča - pripada razredu M.

Klasifikacija Harvard dopolnjuje Yerkskya, ali klasifikacijo Morgan-Kinana-Kellman (ICR - z imeni razvijalcev), SUBDIVISION STARS na osmih razredih svetilnosti od 0 do VII, tesno povezana z maso svetilke - od hipergigantov do bele barve DVARFS. Naše sonce je škrat razred V.

Nanesejo skupaj kot osi, za katere so barvne vrednosti preložene - temperatura in absolutna vrednost - Luminivity (priča o masi), so omogočili gradnjo grafa, široko znan kot Herzshprung-Russell diagram, ki odraža glavne značilnosti zvezd v njihovem odnosu.

Najbolj vroče zvezde

Diagram kaže, da so najbolj vročih modrih velikanov, superginginžev in hipergijcev najbolj vročih. To so izjemno velike, svetle in kratkotrajne zvezde. Termonuklearne reakcije v njihovih globinah se zelo intenzivno nadaljujejo, ustvarjajo pošastno svetilnost in najvišje temperature. Takšne zvezde se nanašajo na razrede B in o bodisi na poseben razred W (razlikuje se po širokih emisijskih linijah v spektru).

Na primer, to Velike mesmen. (Nahaja se na "koncu ročaja" vedra, ko je masa, 6-krat višja od sončne, sije 700-krat močnejše in ima temperaturo površine okoli 22.000 K. Orion Zeta - zvezde Alitata - ki je masivno sonce 28-krat, zunanje plasti ogrevane do 33.500 K. in hipergigantske temperature z najvišjo znano maso in svetilnostjo (vsaj 8,7 milijona krat močnejši od našega Sonca) - R136A1 v velikem MagtelLane Cloud - ocenjeni na 53.000 K.

Vendar pa fotospanje zvezd, ne glede na to, koliko disperzije, nam ne bodo dali ideje o najvišji temperaturi v vesolju. V iskanju vročih regijah je treba pogledati skledo.

Thermonuclear ogrevanje kozmos

V jedra masivnih zvezd, ki imajo z ogromnim pritiskom, obstajajo res visoke temperature, ki zadostujejo za nukleozinteze elementov do železa in niklja. Torej, izračuni za modre velikane, supergigante in zelo redke hipergigide dajejo za ta parameter do konca življenja Zveznega vrstnega reda vrednosti 10 9 K - milijarde stopinj.

Struktura in razvoj takih predmetov še ni dobro razumljena, modeli pa so še daleč od polnega. Jasno pa je, da bi morale vse zvezde velikih množic imeti zelo vroča jedra, na vse spektralne razrede, ki jim pripadajo, na primer, rdeče superdgigante. Kljub nedvomne razlike v procesih, ki se pojavljajo v globinah zvezd, je ključni parameter, ki določa temperaturo jedra, masa.

Ostanki zvezda

Od mase na splošno je usoda zvezde odvisna od tega, kako diplomira svojo življenjsko pot. Malomisive Zvezde vrste sonca, ki so izčrpale dobavo vodika, izgubijo zunanje plasti, po katerih je degenerirano jedro ostaja od sijaja, v katerem termonuklearna sinteza ne more več iti, - belo škrat. Zunanja vitalna plast mladih beli škrat Običajno ima temperaturo do 200.000 k, izotermalno jedro pa je globlji, segreti na desetine milijonov stopinj. Nadaljnji razvoj škratje je postopoma ohladiti.

Velikarske zvezde čakajo na drugo usodo - eksplozijo Supernove, ki jo spremlja povečanje temperature že pred vrednostmi približno 10 11 K. nukleosinteze težkih elementov, ki med eksplozijo postane možna. Eden od rezultatov takšnega pojava je neutron Star. - zelo kompakten, superlit, s kompleksno strukturo preostanka mrtve zvezde. Ob rojstvu je tako vroče do več sto tisoč stopinj, vendar hitro ohladi zaradi intenzivnega sevanja nevtrina. Ampak, kot bomo videli še dlje, tudi novorojenčka nevtronska zvezda ni kraj, kjer je temperatura najvišja v vesolju.

Daleč eksotične predmete

Obstaja razred vesoljskih predmetov, dovolj oddaljenih (in zato starodavnih), označen s popolnoma ekstremnimi temperaturami. Glede na sodobne poglede, je Quasar ima, ki ima močan pripravljalni disk, ki ga tvori okrašen s snovjo - plin ali, natančneje, plazmo. Pravzaprav je to aktivno galaktično jedro v fazi formacije.

Hitrost plazme gibanja na disku je tako visoka, da se zaradi trenja, segreje do ultrahigh temperature. Magnetna polja Zbirajte sevanje in del diskete snovi v dva polarna žarke - curek, ki ga izločata kvazar v vesolje. To je izjemno energetski proces. Svetlobnost kvazarja v povprečju je šest naročil velikosti višje od svetilnosti najmočnejše R136A1 zvezde.

Teoretični modeli so dovoljeni za kvazice učinkovit temperatura (to je, ki je del absolutno črnega telesa, ki oddaja z enako svetlostjo) ne več kot 500 milijard stopinj (5 × 10 11 k). Vendar pa nedavne študije najbližjega kvaza 3C 273 privedle do nepričakovanega rezultata: od 2 × 10 13 do 4 × 10 13 k - TEN TrilLion Kelvinov. Takšna vrednost je primerljiva s temperaturami, doseženimi v pojavih z najvišjo dobro znano sproščanje energije - v Gamma Porsts. Do danes je to najvišja temperatura v vesolju, ki je bila kdaj registrirana.

Vroče vse

Upoštevati je treba, da Kvasar 3c 273 vidimo, kot je bilo približno 2,5 milijarde let nazaj. Torej, glede na to, da, daljšimo v vesolje, bolj oddaljene epohe iz preteklosti opazujemo, v iskanju najbolj vročih predmetov, imamo pravico, da pogledamo okoli vesolja ne samo v vesolju, ampak tudi v času.

Če se vrnete nazaj v trenutek rojstva - pred približno 13,77 milijardami leti, je nemogoče opazovati, - bomo našli popolnoma eksotično vesolje, ko opisuje, kako kozmologija približuje mejo njegovih teoretičnih možnosti, povezanih z mejami Uporabnost sodobnih fizičnih teorij.

Opis vesolja postane možen, od starosti, ki ustreza deranku 10 -43 sekund. Najbolj vroči predmet v tem obdobju je naš vesolje, z ravnino temperature 1,4 × 10 32 K. in to, v skladu s sodobnim modelom njegovega rojstva in evolucije, največja temperatura v vesolju od vseh, ki so jih vsi kdaj dosegli in možni.

Spektri zvezd so njihovi potni listi z opisom vseh zvezdnim značilnostim. Zvezde so sestavljene iz istih kemičnih elementov, ki so znane na zemlji, vendar se odstotek njih prevladujejo svetlobni elementi: vodik in helij.

Spektri zvezd so njihovi potni listi z opisom vseh zvezdnim značilnostim.

V skladu s spektrom zvezde se lahko naučite njene svetilnosti, razdaljo do zvezde, temperature, velikosti, kemične sestave njenega atmosfere, hitrost vrtenja okoli osi, značilnosti gibanja okoli celotnega težišča.

Spektralna naprava, nameščena na teleskop, postavlja svetlobo zvezde vzdolž valovnih dolžin spektra. Glede na spekter lahko ugotovite, katera energija prihaja iz zvezde na različnih valovnih dolžinah in jo oceniti zelo natančno njeno temperaturo. Barva in obseg zvezd je povezana s svojo temperaturo. V hladnih zvezdah s fotosfero temperaturo 3000 k sevanje v regiji Rdečega spektra prevladuje. V spektra takih zvezd je veliko vrstic kovin in molekul. V vročih modrih zvezdah s temperaturo več kot 10.000-15000 za večino atomov ionisovana. Popolnoma ionizirani atomi ne dajejo spektralnih linij, tako da je v spektrih takih zvezd.

Na podlagi številnih posnetkov Spectra zvezd, pridobljenih v Združenih državah na OBMOČJU HARVARD, na začetku XX stoletja. Razvila je bila podrobna klasifikacija Stellar spektra, ki je temeljila na sodobni spektralni klasifikaciji.

V Klasifikacija Harvard. Spektralne vrste (razredi) so označene z črtami latinske abecede: o, v, A, F, G, do in m. Ker v obdobju razvoja te klasifikacije, povezava med vrsto spektra in temperaturo Še ni znano, nato pa sem po vzpostavitvi ustrezne odvisnosti moral spremeniti vrstni red spektralnih razredov, ki so prvotno sovpadali z abecedno lokacijo pisem.

Glavna (Harvard) Speectral Star Klasifikacija

Znotraj razreda zvezd je razdeljen na podrazrede od 0 (najbolj vroča) do 9 (najhladnejši). V razredu podrazresov se začnejo z O5. Zaporedje spektralnih razredov odraža neprekinjeno padec temperature zvezd, ko prehaja na vse pozne spektralne razrede.

Velika večina zvezd spada v zaporedje od približno do M. To zaporedje je neprekinjeno: značilnosti zvezd so gladko spremenjene med prehodom iz enega razreda v drugega.

Značilnost zvezda Spectra je tudi prisotnost velikega števila absorpcijskih linij, ki pripadajo različnim elementom. Subtilna analiza teh vrstic nam je omogočila, da pridobimo še posebej dragocene informacije o naravi zunanjih plasti zvezd. Kemična sestava Zunanje plaste zvezd, od koder prihajajo njihovo sevanje, je značilna popolna prevlada vodika. Na drugem mestu je helij, število drugih elementov pa je precej majhno. Približno vsakih deset tisoč vodikovih atomov predstavlja tisoč helija atomov, približno 10 kisikovih atomov, nekoliko manj ogljika in dušika in samo en železni atom. Nečistoče preostalih elementov so popolnoma nepomembne. Brez pretiravanja lahko rečemo, da zvezde sestavljajo vodik in helij z majhnim dodatkom težjih elementov.

Dober indikator temperature zunanjih zvezd zvezde je njegova barva. Vroče zvezde spektralnih razredov O in v modri barvi; Zvezde, podobne našem soncu (katerih spektralni razred G2) predstavljajo rumene, zvezde spektralnih razredov in m - rdeče. V astrofiziki je skrbno oblikovan in precej objektivni sistem barv. Temelji na primerjavi opazovanih vrednosti STAR, pridobljenih z različnimi strogimi filtri slonov svetlobe. Kvantitativna barva zvezd je značilna razlika v dveh vrednostih, pridobljenih z dvema filtroma, od katerih je eden prehoda pretežno modri žarki ("B"), drugi pa ima spektralno krivuljo občutljivosti, podobno človeškemu očesu (v "). Tehnika merjenja barve zvezd je tako visoka, da je v skladu z izmerjenim vrednost B-V Lahko določite spektralni razred zvezd z natančnostjo podrazred. Za šibke zvezde je barvna analiza edina možnost njihove spektralne klasifikacije.

Harvard Spektralna klasifikacija temelji na ali odsotnosti, kot tudi relativno intenzivnost nekaterih spektralnih linij. Poleg tistih, ki so našteti v tabeli glavnih spektralnih razredov, so za relativno hladne zvezde še vedno razrede N in R (ogljikove molekule absorpcijske pasove C2, CN in ogljikov monoksid CO), razred S (Tio Titanium in Circonia trakovi), kot Tudi za najhladnejše zvezde - razred L (hidridni korak CRH, Rubidia Lines, CEZIA, kalij in natrij). Za predmete substranskega tipa - "rjavih palčkov", vmesni po teži med zvezdami in planeti, posebnega spektralnega razreda T (pasovi absorpcije vode, metan in molekularni vodik je pred kratkim uvedena).

Spektralni razredi O, B, in se pogosto imenujejo vroče ali zgodnje, razrede F in G - Sunny, in razrede in M \u200b\u200b- hladni ali pozni spektralni razredi.

Ker lahko en spektralni razred Harvard ustreza zvezdam z enako temperaturo fotookfera, vendar različni razredi svetilnosti (to je, da se razlikujejo po naročilih luči), nato pa se upošteva svetilnost razvrstitvena klasifikacija Jerk (imenovano drugo ICC - na začetnice svojih avtorjev, U. Morgan, F. Kinana in E. Kelman).

V skladu s to klasifikacijo, zvezda pripisuje spektralni razred in razred svetilnosti.

Razlikujte naslednje razrede svetilnosti

Torej, če klasifikacija Harvard določi abscissa Chart Herzshprung - Russell, potem je Yerkskaya položaj zvezde na tem diagramu. Dodatna prednost klasifikacije YERK je možnost vrste spektra zvezde, da oceni svojo svetilnost in ustrezno, glede na vidno vrednost - razdaljo (metoda spektralne paralakse).

Sonce, ki je rumeni pritlikavec, ima kamen spektralni razred G2V.

Zvezde enakih (ali sorodnikov) Razredi svetilnosti oblikujejo na the Herzshprung Chart - Russell Secvence (veje), na primer, veja rdečih velikanov ali belih palčkov.

Herzshprung Russell Diagram.
(v različnih idejah)

Diagram je predlagala Astronoma Einar Herzshprung in Henry Russell, neodvisno drug od drugega v približno 1910.

Uporaba diagrama, astronomi lahko sledijo življenjski cikel zvezd, od mladih vročih protostov, skozi glavne faze razvoja, do faze umirajočega rdečega velikana. Diagram prikazuje tudi temperaturo in barvo zvezd iz različnih stopenj njihovega življenjskega cikla.

Na diagramu Herzshprung-Russell si lahko ogledate diagonalno linijo, ki vodi od zgornjega levega vogala desno navzdol. Znana je kot Domače zaporedje In večina zvezd je te faze njihovega razvoja. Na splošno, ko se temperatura STAR zmanjša, zvezda pade in svetilnost. Diagram lahko vidi tudi podružnico, ki je nad 100 enotami. svetilnost. To so rdeči velikani, ki so na koncu svojega življenjskega cikla. Lahko so hkrati svetle in relativno hladne, saj so zelo velike. Običajno ta faza traja več milijonov let.

Nagnjene črtke na spodnji diagramu določajo velikost zvezd v radiju Sonca.

Zvezde so tako daleč, da celo v največjem teleskopu pogledajo le v točkah. Kako izvedeti velikost zvezde?

Luna prihaja do pomoči astronomov. Počasi se premika proti ozadju zvezd, prekrivajo svetlobo, ki jo beži od njih. Čeprav je vogalna velikost zvezde izjemno majhna, luna ga utripa takoj, ampak v več stotinskih ali tisočih frakcijah drugega. Do trajanje procesa zmanjševanja svetlosti zvezde pri premazovanju svojo luno je določena kotna velikost zvezde. A, poznavanje razdalje do zvezd, od velikosti kota je enostavno dobiti svoje prave dimenzije.

Toda le majhen del zvezd na nebu je tako uspešen, da je luna lahko pokrita. Zato se običajno uporabljajo druge metode velikosti zvezd. Kotni premer svetlih in ne zelo oddaljenih svetilk se lahko neposredno meri s posebnim instrumentom - optični interferometer. Toda v večini primerov je polmer zvezde (R) teoretično določen, ki temelji na ocenah njegove polne svetilnosti (L) in temperature (T):

R2 \u003d l / (4πσt 4)

Velikost zvezd je zelo drugačna. Najdemo zvezde supergianta, katerih polmer je na tisoče krat več sončnega. Po drugi strani pa so zvezde swarfs znane s polmerom desetkrat manj kot sonce.

Najpomembnejša značilnost zvezde je masa. Več snovi, zbranih v zvezdi, višji je tlak in temperatura v svojem središču, kar določa skoraj vse druge značilnosti zvezde, kot tudi značilnosti njene življenjske poti.

Ocene neposrednih masov se lahko izvedejo le na podlagi svetovnega sveta. Masa zvezd se razlikuje v veliko manjših mejah: od okoli 10 22 do 10 32 kilogramov. Obstaja povezava med maso zvezde in njegove svetilnosti: večja je masa zvezde, večja njegova svetilnost. Svetlost je sorazmerna z maso četrtega razreda:

Gostota zvezd se zelo razlikuje. Na primer, gostota rdečega velikana Bethelgeuse je ena in pol tisočkrat manj gostote zraka v zaprtih prostorih (kar pomeni povprečna gostota; v središču gostote zvezde je veliko večje kot na površini). Mimogrede, premer te zvezde je 300-krat večji od premera sonca, volumen, oziroma, je 27 milijonov krat večji, masa pa je le 15-krat višja od sončne. In gostota belega šwarf Sirius je 30.000-krat večja gostota vode, to je 1500-krat večja gostota zlata. 1 liter take snovi tehta 30 ton.

1. Raznolikost zvezd. Harvardska klasifikacija zvezda Spectra.

Glavna metoda študija zvezd je študija njihovih spektrov. Posebni aparat, nameščen na teleskopu, s pomočjo difrakcijske mreže leži svetlobo zvezde vzdolž valovnih dolžin v mavričnem traku spektra. Astronomi prejmejo veliko informacij STARS, dešifrirajo svoje spektre. Zvezdni spekter vam omogoča, da ugotovite, katera energija prihaja iz zvezde na različnih valovnih dolžinah, in natančneje je oceniti njeno temperaturo kot v barvi. Številne temne črte, ki prečkajo spektralni trak, so povezane z absorpcijo svetlobe z atomi različnih elementov v ozračju zvezd. Od vsakega kemični element Ima svoj niz linij, spekter vam omogoča, da ugotovite, iz katerih snovi je zvezda. Spekter zvezd lahko razdelimo na več osnovnih razredov.

Nazaj v 70. stoletja XIX stoletja, eden od pionirjev astrofizika direktorja Vatikana Observatorija A. Skats je ponudil prvo klasifikacijo Stellar spektra. Kasneje je bila razširjena in pojasnjena.

Leta 1924 je opazovalnik Harvard zaključil objavo kataloga DRerja, ki vsebuje klasifikacijo več kot 225 tisoč zvezdic. Sodobna klasifikacija je rafinirana in razširjena različica te klasifikacije, ki je splošno sprejeta v sodobni astronomiji.

V klasifikaciji Harvard, sedem spektralnih razredov, označenih z latinskimi črkami O, B, A, F, G, K, M. Ko se premaknete po vrstici levo, se barva zvezde spremeni: O-modra, in - bela, g - rumena, m - rdeča. V isti smeri se ustrezno zmanjša temperatura zvezd.

Str
dve veji sta bili dodani k klasifikaciji Spectra in drugega glavnega razreda. Kot rezultat, klasifikacija Stellar spektra je zdaj, kot sledi:

Poleg tega je vsak glavni razred razdeljen na drugo deseto podrazred, kot je O1, O2, O3, in tako naprej. Naše sonce se nanaša na razred G2.

Z. vožnja so v glavnem približno enaka kemijska sestava: glavne komponente so vodik in helij z majhnimi nečistočami drugih snovi. Zato je raznolikost spektra pojasnjena z različnimi temperaturami zvezd.

Najbolj vroči zvezdici so zvezde razreda W. Temperatura njihove površine doseže 100.000 K. Njihova barva je modra. Modra tudi razred O. Njihova temperatura od 50000 K in spodaj. Razred B imajo temperaturo 12000 - 25000 K; BELA STARS CLASS A - 11000 K. Rumene zvezde razredov F in G in rumenkasto-oranžne razred K imajo temperaturo okoli 4500 K. in končno, najhladnejše zvezde - rdeče zvezde razreda M s temperaturo pod 3600 K.

Leta 1905 je nizozemski astronomer E. HerzPruung poskušal primerjati absolutne vrednosti zvezd in njihovih spektralnih razredov. Leta 1913 je ameriška Russella izpolnila svoje delo. Kot rezultat, je bil znani grafikon, ki ga imenujejo znanstveniki, izkazalo.

Kot je razvidno iz diagrama, je spektralni razred zvezde in njegovo svetilnost v neki odvisnosti: točke, ki ustrezajo različnim zvezdam, so razvrščene v več grozdov. Te akumulacije se imenujejo sekvence.

Večina zvezd spada v glavno zaporedje. Vroča zvezda glavnega zaporedja, večja je svetilnost. Poleg glavnega zaporedja se razlikujejo tudi beli patčki, velikani in superging.

Diagram kaže, da zvezde tega spektralnega razreda ne morejo imeti samovoljne svetilnosti, in obratno, zvezde določene svetilnosti ne morejo imeti samovoljne temperature.

Zvezde pripadajo vročim predmetom vesolja. To je visoka temperatura našega sonca, ki je omogočena na zemlji. Toda razlog za tako močno ogrevanje zvezd je dolgo časa ostal neznan ljudje.

Hitro visoke temperature zvezde je znotraj nje. Razume se ne samo sestavo svetilk - v dobesednem smislu, celotno rang zvezd prihaja iz notranjosti. - To je vroče srce zvezde, v kateri se pojavi sinteza termonuklearne reakcije, najmočnejši jedrske reakcije. Ta proces je vir energije za celotno sijoč - toploto iz centra se dviga zunaj, nato pa v odprtem prostoru.

Zato se temperatura zvezde močno spreminja glede na lokacijo merjenja. Na primer, temperatura v središču jedra našega dosega 15 milijonov stopinj Celzija - in že na površini, v fotoosferi, se toplota zmanjša na 5 tisoč stopinj.

Zakaj je temperatura zvezde tako drugačna?

Primarno združevanje vodikovih atomov - prvi korak postopka sinteze jedrske energije

Razlike v ogrevanju zvezda jedra in njegovih površin so presenečeni. Če bo vsa energija sončnega jedra enakomerno razdeljena na zvezdo, bo temperatura površine naših svetilk več milijonov stopinj Celzija! Nič manj presenetljivih razlik v temperaturi med zvezdami različnih spektralnih razredov.

Stvar je, da je temperatura zvezda določena z dvema glavnima dejavniki: raven jedra in sevalne površine. Bolj jih razmislite.

Energetsko sevanje Jedro

Čeprav je jedro dvignjeno na 15 milijonov stopinj, se ne vse ta energija prenese na sosednje plasti. Oddaja se le toplota, ki je bila pridobljena iz termonuklearne reakcije. Energije, kljub svoji moči, ostaja znotraj jedra. V skladu s tem temperatura zgornje zvezd zvezd določa le moč termonuklearnih reakcij v jedru.

Razlike tukaj so lahko visoko kakovostne in kvantitativne. Če je jedro dovolj veliko, je v njem več vodika. Ta način energije pridobi mlade in zrele zvezde velikosti sonca, pa tudi modre velikane in superging. Masivne zvezde, kot so rdeči velikani, porabijo v jedrski "peči" ne samo vodik, ampak tudi helij, ali celo ogljik in kisik.

Sintezni procesi z jedroma težkih elementov daje veliko več energije. V okviru terminalidne reakcije sinteze se energija pridobi zaradi presežne mase povezovalnih atomov. Med tem se pojavi v soncu, 6 vodikovih jeder z atomsko težo 1 kombiniramo v eno helij jedro z maso 4- grobo gledano, 2 nepotrebnih vodikovih jeder se gibljejo v energijo. In ko je ogljik "gorenje", se jedra sooča z maso že 12 - oziroma, pridelek energije je veliko več.

Kvadrat oddajajo površine

Vendar pa zvezde ne ustvarjajo le energije, ampak jo porabijo tudi. Posledično, več energije zvezda daje, manj njena temperatura. In količina dane prednostne naloge določa območje oddajane površine.

Resnica tega pravila je mogoče preveriti tudi v vsakdanjem življenju - spodnje perilo se bo posušilo hitreje, če je privarjeno v vrvi. In zvezda površina razširi svoje jedro. Kaj je gostejši, višja njegova temperatura - in ko je dosežena s posebnim barom, je vodik osvetljen zunaj steloda.