kestnud juba lõputu aja, kusjuures alguses olid rõhk ja tihedus ülisuured. Peaaegu kohe pärast tekkimist läbis universum lühikese inflatsioonifaasi. Kuum universum · Ühe sajandiksekundimöödudes oli temperatuur umbes 100 miljardit kraadi. Sellisel temperatuuril said eksisteerida ainult kiirgus ja elementaarosakesed. · Esimese kolme minuti järel oli temperatuur universumi laienemise tõttu langenud miljardi kraadini. Tekkisid esimesed duteeriumi- ja heeliumituumad · Alles 300 000 aasta möödumisel jahtus universumi temperatuur 3500K, kus elektronid ja tuumad said ühineda H ja He aatomiteks -> foonkiirgus eraldub ainest. Kuuma universumi ajajärgul kujunes nähtamatu aine. Läbipaistev universum · Jätkus universumi jahtumine ja paisumine ka relikfoon ,,jahtus ja laienes" · Suurenes nähtamatu aine mõju · Algas universumi suuremastaabilise struktuuri tekkimine
massiosa vesinikku, 1/4 massiosa heeliumi ja mõni miljardik massiosa liitiumi. Teised keemilised elemendid on tuumareaktsioonide saadustena hiljem tekkinud. Kui Universum veelgi jahtus, jagunes mass asümmeetriliselt ning moodustusid vesinikupilved. Gravitatsiooni toimel tihenesid need pilved algul galaktikateks ning hiljem prototähtedeks. Gravitatsiooni toimel tihenes aine niivõrd, et tuumasünteesis hakkasid vesinikutuumadest moodustuma heeliumituumad. Nii moodustusid esimesed tähed. Prootium saab heelium-4-ks peamiselt deuteeriumi ja triitiumi kui vaheastmete kaudu. Seejuures vabanev energia on tähtede energiaallikas. Hiljem tekkisid väga suurtes tähtedes samuti tuumasünteesi teel raskemad elemendid süsinik, lämmastik ja hapnik, mis on kõikide tuntud eluvormide põhikomponendid. Osa materjali väljus tähtedest tähetuulena, supernoovade plahvatustena või muul moel ning nendest koos säilinud gaasiga tekkisid uued tähed, jne
kraadi ( palju kõrgem kõige kuumemate tähtede temperatuurist ). Sellisel temperatuutil said eksusteerida ainult kiirgus ja elementaaroskaesed, millest olid kõige levinumad elektronid, positronid, mitut liiki neutrniinod ja footonid. Nukleone oli väga vähe ( miljard korda vähem footonitest ). Esimese kolme minuti järel oli temperatuur Universumi laienemise tõttu langenud miljardi kraadini. Tekkisid esimesed deuteeriumi- ja heeliumituumad. Põhilisteks osakesteks jäid peale elktronide- positronide annihileerumist footonid ja neutriinod ning antineutriinod. Teooria kohaselt oli prootoneid 70 % ja heeliumituumi 30 %. See vahekord vastab ligikaudu praegu vaadeldavale aine keemilisele koostisele. Edasise paisumise käigus vähenes aine tihedus ja footonite energia. Sellegipoolest olid kiirgus ja aine soojuslikus tasakaalus. Alles 300 000 aasta möödumisel jahtus Universum temperatuurini 3500 K, kus
miljardik massiosa liitiumi. Teised keemilised elemendid on tuumareaktsioonide saadustena hiljem tekkinud. Kui Universum veelgi jahtus, jagunes mass asümmeetriliselt ning moodustusid vesinikupilved. Gravitatsiooni toimel tihenesid need pilved algul galaktikateks ning hiljem prototähtedeks. 8 Gravitatsiooni toimel tihenes aine niivõrd, et tuumasünteesis hakkasid vesinikutuumadest moodustuma heeliumituumad. Nii moodustusid esimesed tähed. Prootium saab heelium-4-ks peamiselt deuteeriumi ja triitiumi kui vaheastmete kaudu. Seejuures vabanev energia on tähtede energiaallikas. Hiljem tekkisid väga suurtes tähtedes samuti tuumasünteesi teel raskemad elemendid süsinik, lämmastik ja hapnik, mis on kõikide tuntud eluvormide põhikomponendid. Osa materjali väljus tähtedest tähetuulena, supernoovade plahvatustena või muul moel ning nendest koos säilinud gaasiga tekkisid uued tähed
Päikeses sagedamini toimuvat pp-tsükli avareaktsiooni H1 + H1 pole maapealsetes tingimustes veel teostada suudetud. CN-tsükli osakaal Päikese-sarnastes tähtedes on väike, vanades tähtedes toimub vaid pp-ahel, sest nende tekkimise ajal polnud Universumis süsinikku veel olemas. Suure massiga tähtedes tõuseb temperatuur palju kõrgemale kui väikestes tähtedes. Kui vesinik otsa saab, algavad massiivsetes tähtedes uued tuumareaktsioonid. Heeliumituumad ühinevad süsinikuks, süsinikutuumad kasvavad hapnikuks, hapnikutuumad omakorda räniks jne., kuni lõpuks tekivad raua aatomi tuumad. Rauast raskemate aatomite tuumasid tähtedes ei teki, sest raua aatomite edasine ühinemine ei vabasta, vaid hoopiski neelab energiat. Rauast raskemate keemiliste elementide korral saab energiat toota vaid lõhustumisreaktsioonidest. Vesiniku muundumine heeliumiks muudab vähehaaval keemilist koostist tähe keskosas.
koostisest, mõnevõrra ka pöörlemiskiirusest (impulsimomendist) ning magnetväljast. Mida suurem on tähe mass, seda kiiremini ta areneb. Kaksiktähe arengut võib suuresti mõjutada ka kaaslastäht. Kui vesinikuvarud hakkavad lõppema, siis tähe ehitus muutub: tema välimine osa paisub ja sisemus tõmbub kokku. Kui tähe mass on suurem Päikese omast, tõuseb tema sisemuse temperatuur küllalt kõrgele järgmise tuumareaktsiooni algamiseks. Nüüd ühinevad omakorda heeliumituumad, moodustades süsiniktuumi ja vabastades energiat. Temperatuuri edasisel tõusul toimub üleminek järgmisele tuumareaktsioonile jne. Kõigis tähtedes saabub lõpuks olukord, kus kütus hakkab lõppema. Siis algab tähe elu tormilisimate muutuste periood, mille täpset kulgu pole kõigi tähtede jaoks õnnestunud veel 4 selgitada
annaabi.ee 
