nähtust võis põhjustada kuuvalgus ning ka udust põhjustatud efektid. Uue tähe hilisemad mõõtmed Andromeeda udukogus süttinud uus täht sai nimeks S Andromedae.Seda tähte vaadelti viimati 1886. aasta veebruaris. Tolleaegsed teadmised ja teadmised jätsid S Andromedae olemuse saladuseks.Alles hilisemad tööd, mis kasutasid M31( Andromeeda udukogu) kauguse määramiseks teisi meetodeid, tõid välja selle tegelikuse olemuse. Paarkümmend aastat oli Andromedae`t peetud noovaks. S Andromedae on tuntud ka tänapäeval SN1885 Ia tüüpi supernoovana, mis tähendab, et tegemist on kaksiksüsteemi kuulunud valge kääbuse plahvatusega. S Andromedae massiks on : 100 miljardit Päikese massi. Tänan kuulamast! Click to edit Master text styles Second level Third level Fourth level
Lõpuks jõuab kuumalaine tähte ümbritseva külma gaasi pinnale, pilv laguneb ja tähe kiirgus pääseb maailmaruumi. Täht jätkab kokkutõmbumist, kuni temperatuur tema keskmes tõuseb umbes 10 miljoni kraadini, mis on vajalik termotuumasünteesiks. Vesiniku lõppemisel tuumas täht paisub, muutudes punaseks hiiuks. Pärast kütuse lõppemist tõmbub täht tasapisi kokku, muutudes valgeks kääbuseks, mille tihedus on väga suur. Kui tegu on suure tähega, tekib kütuse lõppemisel noovaks või supernoovaks nimetatud plahvatus, tänu millele on võimalik rauast raskemate elementide teke. Väga suure massiga gaasikerast tekib mitmiktäht, väga väikesest pruun kääbus. Galaktikate teke sarnaneb tähtede tekkele. Nad võivad moodustuda hajusast gaasi ja tolmupilvest. Elliptilse galaktika teke on sarnane tähe omale, spiraalse oma planeedisüsteemi tekkele. Protogalaktika kujunemise aeg on palju suurem, kui prototähe, seega võib
Kokkutõmbumise käigus gaasipilve keskosa kuumeneb, algul takistab tema kiirgus välimiste kihtide pealelangemist. Lõpuks jõuab kuumalaine tähte ümbritseva külma gaasi pinnale, pilv laguneb ja tähe kiirgus pääseb maailmaruumi. Täht jätkab kokkutõmbumist, kuni temperatuur tema keskmes tõuseb umbes 10 miljoni kraadini, mis on vajalik termotuumasünteesiks. Arvatakse, et enne Päikesesüsteemi tekkimist toimus noovaks või supernoova. Neil on ajalooline tähtsus sest ainult sel teel on võimalik sünteesida rausast raskemaid elemente. Seega pole meie Päikesesüsteem mitte esimene tähtede hulgas. Juba enne Päikese ja planeetide teket pidi siin olema varasemate tähtede põlvkond, mille sisemuses valmistati eluks vajalikke keemilisi elemente. 14. Kuidas võib lõppeda tähe areng ja millest see sõltub? Tähed ei helenda ühtviisi lõputult
See ühinemine läbib mitu vaheastet. Saadav kahest prootonist ja kahest neutronist koosnev heeliumituum on pisut kergem kui neli prootonit kokku. Masside vahe läheb väljuva gammakiirguse arvele. Sarnane tuumasüntees, kus kergemad aatomituumad ühinevad raskemateks, jõuab enamikus tähtedes välja süsinikutuumade moodustumiseni, suurema massiga tähtedes rauatuumadeni. Raua kiirel sünteesil võib täht muutuda (super)noovaks ning tema materjal jaotub maailmaruumis laiali. Taolise materjali koondumisel võivad moodustuda uued taevakehad, nende hulgas ka meie Maa taolised. Eralduv energia jääb seejuures aina väiksemaks. Raua-aatomi tuum on kõige tihedamini kokku pakitud. Raskemate tuumade moodustumiseks vajaliku tuumasünteesi puhul energia enam ei vabane, vaid reaktsioon nõuab ise energiat. Tähed säilivad seni, kui tuumasünteesist energiat vabaneb
annaabi.ee 
