Tähtede areng ja kompaktsed objektid

Nii kaua kui täht on peajadal, valitseb selles stabiilne tasakaal: raskusjõud tõmbab tähe iga kihti sissepoole, ning tuumas toimuvast tuumasünteesist (vesiniku ühinemine heeliumiks) tulenev väljapoole suunatud rõhk surub täpselt piisava jõuga vastu, et teda üleval hoida. See tasakaal teebki tähed stabiilseks miljoniteks kuni triljoniteks aastateks, kuid see pole igavene — tähe heledus sõltub tema massist väga järsult (ligikaudu massi kolmanda kuni neljanda astmena), mistõttu Päikesest kümme korda massiivsem täht särab tuhandeid kordi eredamalt ja kulutab oma proportsionaalselt suurema kütusevaru palju kiiremini. Vastupidiselt intuitsioonile on just kõige massiivsematel tähtedel kõige lühem eluiga, mõnikord vaid mõni miljon aastat, samas kui Päikesesarnane täht kestab umbes kümme miljardit aastat.

Kui tähe tuumas olev vesinik saab otsa, kaob rõhk, mis tuuma üleval hoidis, ja raskusjõud võidab hetkeks: tuum tõmbub kokku ja soojeneb, kuni muutub piisavalt kuumaks, et süttiks järgmine kättesaadav kütus — heelium ühinemas süsinikuks ja hapnikuks ning piisavalt massiivsete tähtede puhul järjest raskemad elemendid pärast seda. Iga süttimine paisutab tähe välimised kihid hiidtäheks, viies tee Hertzsprung-Russelli diagrammil üles ja paremale, eemale peajadalt. See ammendumise, kollapsi ja uue süttimise tsükkel saab jätkuda ainult seni, kuni on olemas järgmine põletatav kütus ja piisavalt raskusjõudu, et tuuma selle süütamiseks piisavalt kokku suruda ja soojendada.

See, mis jääb alles, kui tuumasüntees enam ei suuda piisavalt rõhku pakkuda, sõltub tähe algmassist. Päikesesarnane täht lõpetab valge kääbusena: Maa-suuruse, äärmiselt tiheda hõõguva jäänukina, mida hoiab üleval mitte tuumasüntees, vaid elektronide degenereerumisrõhk — kvantmehaaniline nähtus, millel pole temperatuuriga midagi pistmist. Massiivsema tähe tuum võib kokku variseda kaugemale, üle punkti, kus elektronide degenereerumisrõhk enam vastu ei pea, muljudes prootonid ja elektronid kokku neutroniteks ning moodustades neutrontähe, mis on läbimõõduga vaid mõni kilomeeter, kuid sama massiivne kui Päike, käivitades sageli supernoova, mis puhub minema ülejäänud tähe. Kui kokkuvarisev tuum on ikkagi piisavalt massiivne, ei suuda seda peatada isegi neutronite degenereerumisrõhk, ning see variseb lõpuni kokku mustaks auguks — ruumiaja piirkonnaks, mille gravitatsioon on kauguselt vaadates tavaline, kuid teatud raadiuse (sündmuste horisondi) sees nii intensiivne, et isegi valgus ei pääse välja.