kiirgava aine raskusjõust. Hilisematest uuringutest on tumeaine olemasolule viidanud galaktikate pöörlemiskõverad, gravitatsiooniliäätsedning kuuma gaasi jaotus galaktikates ja galaktikaparvedes. Praeguse arusaama järgi on tumeaine valdavalt mittebarüoniline, nõrgale vastastikmõjule alluv massiivne elementaarosake, mida ei eksisteeri standardmudelis. Eesti teadlastest on tumeaine uuringutesse panustanud Jaan Einasto. Tumeaine olemasolu kohta saadi esmalt vihjeid gravitatsioonilistest efektidest nähtavale ainele. Praeguse arusaama kohaselt koosneb tumeaine peamiselt massiivsetest osakestest, mis interakteeruvad muude osakestega vaid nõrga vastastikmõju ja gravitatsiooni kaudu, kuid on pakutud ka teisi teooriaid . Käimas on mitmeid eksperimente, mis püüavad tumeainet detekteerida mittegravitatsiooniliselt. Päikesesüsteemist suuremate astronoomiliste struktuuride uurimise, samuti ka kosmoloogiast tulenevate võrrandite kohaselt moodustab tumeaine
Esimesed tähed 20--400 miljonit aastat pärast Suur Pauku. I põlvkonna tähed suure massiga, plahvatavad kiiresti supernoovadena, rikastavad tähtedevahelist keskkonda metalliga II põlvkonna tähed - H, He ja 0,1-0,5 % metalle, praegu vaadeldavad Galaktika halos III põlvkonna tähed (päikesetaolised) Tähtede evolutsioon -Ühe tähe puhul miljoneid kuni kümneid miljardeid aastaid tagasi kestev protsess gaasi- ja tolmupilve gravitatsioonilistest kokkutõmbumistest kompaktse jäänuki (valge kääbus, neutrontäht, must auk) moosustumiseni või tähe täieliku hävinemiseni supernoova plahvatuses. -Evolutsiooni juhtivaks jõuks on gravitatsioon, mis suurema osa eluea jooksul kindlustas termotuumareaktsioonide toimumise -Termotuumareakts tüüp ja kiirus sõltuvad kriitiliselt temperatuurist, mille omakorda määrab kokkutõmbuva gaasipilve mass. Mida suurem tähe mass, seda kiirem evolutsioon!
annaabi.ee 
