el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el en el el el el en fr ko fi de de vi en en el el el el el el el en el el el en el el el el el en el el el el el el el el el el el en el el el el en el el el el el el el el el en el el el el el el el el el el el el en el el el el el el el el el el el el el el el en pl el en el el en en ru es ru ru el ru sk en en en el el en en el el en el en en en it el en ru el el el en en en el el el el el el el el el el el el el el el
Αστρική εξέλιξη ονομάζεται η διαδικασία μεταβολής ενός αστέρα κατά τη διάρκεια της ζωής του. Η διάρκεια ζωής (που κυμαίνεται από μερικά εκατομμύρια μέχρι τρισεκατομμύρια έτη) και η εξέλιξη ενός αστέρα εξαρτώνται πολύ από τη μάζα του. Οι αστέρες δημιουργούνται από τη βαρυτική κατάρρευση σχετικώς πυκνών νεφελωμάτων αερίου και σκόνης, συνήθως μοριακών νεφών. Μέσα σε μερικά εκατομμύρια έτη, αυτοί οι πρωτοαστέρες καταλήγουν σε μία κατάσταση ισορροπίας, οπότε λέγεται ότι βρίσκονται στην Κύρια ακολουθία.
Ο κύκλος της ζωής ενός αστέρα όμοιου με τον Ήλιο.
Καλλιτεχνική αναπαράσταση του κύκλου ζωής ενός αστέρα όμοιου με τον Ήλιο: ο αστέρας αρχίζει τη ζωή του στην Κύρια ακολουθία κάτω αριστερά, κατόπιν διογκώνεται κατά τις φάσεις του υπογίγαντα και του ερυθρού γίγαντα, μέχρι που ο εξωτερικός του θύλακας αποχωρίζεται για να σχηματίσει ένα πλανητικό νεφέλωμα άνω δεξιά.
Η πυρηνική σύντηξη δίνει την ενέργεια που εκπέμπει ένας αστέρας για το μεγαλύτερο μέρος της ζωής του. Αρχικώς η ενέργεια αυτή παράγεται από τη σύντηξη πυρήνων υδρογόνου στην κεντρική περιοχή του αστέρα. Αργότερα, με την εξάντληση του υδρογόνου εκεί, επικρατεί το στοιχείο ήλιο, και αστέρες όπως ο Ήλιος αρχίζουν να συντήκουν υδρογόνο σε ένα σφαιρικό κέλυφος γύρω από τον πυρήνα τους. Αυτή η μεταβολή προκαλεί τη βαθμιαία διόγκωση του αστέρα, ο οποίος περνά από τα εξελικτικά στάδια του υπογίγαντα και του ερυθρού γίγαντα. Αστέρες με τουλάχιστον τη μισή μάζα του Ήλιου αρχίζουν επίσης να παράγουν ενέργεια από σύντηξη ηλίου στους πυρήνες τους, ενώ μεγαλύτερης μάζας αστέρες αρχίζουν να συντήκουν και βαρύτερα στοιχεία σε μία σειρά από ομόκεντρα κελύφη γύρω από το κέντρο τους. Μόλις ένας αστέρας όπως ο Ήλιος εξαντλήσει τα πυρηνικά του καύσιμα, ο πυρήνας του καταρρέει, δημιουργώντας έναν πυκνό λευκό νάνο, ενώ τα εξωτερικά του στρώματα αποχωρίζονται και σχηματίζουν ένα πλανητικό νεφέλωμα. Αστέρες με 10 ως 11 φορές την ηλιακή μάζα εκρήγνυνται συνήθως ως υπερκαινοφανείς αστέρες, καθώς ο αδρανής πυρήνας τους καταρρέει σε έναν εξαιρετικά πυκνό αστέρα νετρονίων ή σε μία μαύρη τρύπα. Παρά το ότι το Σύμπαν δεν είναι αρκετά μεγάλο σε ηλικία ώστε οι μικρότεροι σε μάζα αστέρες να πλησιάζουν στο τέλος της ζωής τους, σύμφωνα με τα θεωρητικά πρότυπα θα αποκτήσουν μεγαλύτερη λαμπρότητα, αλλά και επιφανειακή θερμοκρασία προτού εξαντλήσουν το υδρογόνο τους και καταστούν λευκοί νάνοι μικρής μάζας[1].
Η μελέτη της αστρικής εξελίξεως δεν μπορεί να γίνει παρατηρώντας τη ζωή ενός και μόνο αστέρα, αφού οι περισσότερες μεταβολές που υφίσταται συμβαίνουν με υπερβολικά αργό ρυθμό για να ανιχνευθούν κατά την πάροδο μερικών αιώνων. Αντί για αυτό, οι αστροφυσικοί κατανοούν την αστρική εξέλιξη παρατηρώντας πολλούς αστέρες που τυχαίνει να βρίσκονται σε διάφορα σημεία του βίου τους, και προσομοιώνοντας την αστρική δομή με τη χρήση υπολογιστικών μοντέλων.
1 Η γέννηση ενός αστέρα
1.2 Φαιοί νάνοι και υποαστρικά σώματα
2.2.1 Στον κλάδο των ερυθρών γιγάντων
2.2.2 Στον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων
3.1 Λευκοί και μαύροι νάνοι
Η αστρική εξέλιξη αρχίζει με τη βαρυτική κατάρρευση ενός γιγάντιου μοριακού νέφους. Οι διαστάσεις ενός τέτοιου νέφους είναι της τάξεως των 100 ετών φωτός, με το νέφος να περιέχει μέχρι και 6 εκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου. Καθώς καταρρέει όμως, διαχωρίζεται σε όλο και μικρότερα κομμάτια. Στο καθένα από αυτά, το καταρρέον αέριο απελευθερώνει βαρυτική δυναμική ενέργεια, η οποία μετατρέπεται σε θερμότητα. Ως αποτέλεσμα, η θερμοκρασία και η πίεσή του αυξάνονται, καθώς το τεμάχιο του αρχικού νέφους συμπιέζεται σε μία περιστρεφόμενη σφαίρα υπέρθερμου αερίου, η οποία είναι γνωστή ως πρωτοαστέρας[2].
Ο πρωτοαστέρας αυξάνει τη μάζα του με την προσθήκη αερίου και σκόνης από το μοριακό νέφος, μετατρεπόμενος σε αστέρα προ της Κύριας Ακολουθίας καθώς η προσθήκη μάζας σταματά. Η εξέλιξή του από το σημείο αυτό και μετά καθορίζεται από τη μάζα του. (Η μάζα συνήθως εκφράζεται σε ηλιακές μάζες. Ο Ήλιος έχει μάζα 2 × 10^30 χιλιόγραμμα.)
Οι πρωτοαστέρες περιβάλλονται από σκόνη και γι' αυτό είναι ευκολότερα ανιχνεύσιμοι στο υπέρυθρο: Παρατηρήσεις με το διαστημικό τηλεσκόπιο της αποστολής WISE απεκάλυψαν πολυάριθμους πρωτοαστέρες στον Γαλαξία μας και τα μητρικά τους αστρικά σμήνη[3][4].
Φαιοί νάνοι και υποαστρικά σώματαΕπεξεργασία
Οι πρωτοαστέρες που έχουν μάζα μικρότερη από περίπου 0,08 (8%) της ηλιακής δεν αναπτύσσουν ποτέ αρκετά υψηλές θερμοκρασίες στα κέντρα τους ώστε να αρχίσει εκεί πυρηνική σύντηξη του υδρογόνου. Τέτοιοι πρωτοαστέρες εξελίσσονται σε φαιούς νάνους. Η Διεθνής Αστρονομική Ένωση ορίζει σήμερα τους φαιούς νάνους ως σώματα με αρκετή μάζα ώστε να συντήκουν δευτέριο σε κάποιο σημείο της ζωής τους (13 μάζες Δία, 2,5 × 1028 χιλιόγραμμα ή 0,0125 της ηλιακής μάζας). Σώματα ελαφρότερα από 13 μάζες Δία ταξινομούνται ως «υποφαιοί νάνοι (sub-brown dwarfs), αλλά αν περιφέρονται γύρω από έναν αστέρα καλούνται πλανήτες[5]. Αμφότερα τα είδη αυτά φέγγουν αμυδρά στο ερυθρό φως και περισσότερο στο υπέρυθρο, και σβήνουν καθώς ψύχονται βαθμιαία κατά τη διάρκεια εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών.
Πυκνό αστρικό πεδίο στον αστερισμό Τοξότη
Σε έναν πρωτοαστέρα μεγαλύτερης μάζας από την παραπάνω, η θερμοκρασία στον πυρήνα του θα ανέλθει τελικώς στα 10 εκατομμύρια K, οπότε στις συγκεκριμένες πυκνότητες και πιέσεις (που καθορίζονται επίσης από τη συνολική μάζα του αστέρα) αρχίζει η αλυσιδωτή αντίδραση πρωτονίου-πρωτονίου, που συντήκει απλό υδρογόνο (μεμονωμένα πρωτόνια) πρώτα σε δευτέριο και μετά σε ήλιο. Σε αστέρες με μάζα λίγο μεγαλύτερη της ηλιακής, η αντίδραση άνθρακα-αζώτου-οξυγόνου (κύκλος CNO) συνεισφέρει μεγάλο μέρος της ολικής παραγωγής ενέργειας. Η έναρξη των (θερμο)πυρηνικών αντιδράσεων οδηγεί σχετικά γρήγορα σε κατάσταση υδροστατικής ισορροπίας, στην οποία η ενέργεια που απελευθερώνεται στον πυρήνα του αστέρα ασκεί μία «πίεση ακτινοβολίας» που εξισορροπεί το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων του αστέρα, αποτρέποντας την περαιτέρω βαρυτική κατάρρευση. Ο αστέρας έτσι εξελίσσεται ταχύτατα σε μία σταθερή κατάσταση, αρχίζοντας τη φάση της Κύριας Ακολουθίας στην εξέλιξή του.
Κάθε νέος αστέρας θα καταλάβει ένα συγκεκριμένο σημείο της Κύριας Ακολουθίας στο Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ, με τον φασματικό του τύπο να εξαρτάται από τη μάζα του. Μικρής μάζας ερυθροί νάνοι συντήκουν με πολύ αργό ρυθμό το υδρογόνο τους και θα παραμείνουν στην Κύρια Ακολουθία εκατοντάδες δισεκατομμύρια έτη ή και περισσότερο, ενώ μεγάλης μάζας θερμοί αστέρες φασματικού τύπου Ο θα εγκαταλείψουν την Κύρια Ακολουθία μετά από μόλις λίγα εκατομμύρια έτη. Αστέρες όπως ο Ήλιος, δηλαδή κίτρινοι νάνοι, θα παραμείνουν σε αυτή για περίπου 10 δισεκατομμύρια έτη. Σήμερα ο Ήλιος θεωρείται ότι βρίσκεται στο μέσο της παραμονής του στην Κύρια Ακολουθία.
Οι εξελικτικές πορείες αστέρων με διάφορες αρχικές μάζες στο Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ. Οι πορείες αυτές αρχίζουν μόλις ο αστέρας φθάσει στην Κύρια Ακολουθία και σταματούν όταν η σύντηξη σταματήσει (για αστέρες μεγάλης μάζας) στο τέρμα του κλάδου των ερυθρών γιγάντων (RG, για αστέρες ηλιακής μάζας και μικρότερης)[6]
Η κίτρινη πορεία αντιστοιχεί στον Ήλιο, που θα γίνει ερυθρός γίγας μετά την παραμονή του στην Κύρια Ακολουθία, ενώ μετά θα διασταλεί παραπέρα κατά μήκος του ασυμπτωτικού κλάδου των γιγάντων, της τελευταίας φάσεως κατά την οποία πυρηνικές αντιδράσεις συμβαίνουν στο εσωτερικό του Ηλίου.
Τελικώς ο αστρικός πυρήνας εξαντλεί το υδρογόνο του και ο αστέρας αρχίζει να εξελίσσεται πέρα από την Κύρια Ακολουθία. Χωρίς την προς τα έξω πίεση (θερμική και ακτινοβολίας από τη σύντηξη υδρογόνου, οι κεντρικές περιοχές του αστέρα αρχίζουν να συστέλλονται μέχρι που είτε η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων γίνει αρκετά υψηλή ώστε να αντισταθεί στη βαρυτική, είτε η θερμοκρασία ανέλθει αρκετά (φθάνοντας περί τα 100 εκατομμύρια K), ώστε να αρχίσει να συντήκεται ήλιο. Το τι από τα δύο θα συμβεί πρώτο εξαρτάται από τη μάζα του αστέρα.
Το τι θα συμβεί αφού ένας αστέρας μικρής μάζας παύσει να παράγει ενέργεια από σύντηξη δεν έχει ποτέ παρατηρηθεί, καθώς η ηλικία του Σύμπαντος, περί τα 13,8 δισεκατομμύρια έτη, είναι πολύ μικρότερος χρόνος από αυτόν που απαιτείται για την εξάντληση του υδρογόνου σε τέτοιους αστέρες.
Πρόσφατα αστροφυσικά μοντέλα υποδεικνύουν ότι ερυθροί νάνοι μάζας ίσης με το ένα δέκατο της ηλιακής μπορεί να παραμείνουν στην Κύρια Ακολουθία επί 6 ως 12 τρισεκατομμύρια έτη, αυξάνοντας βαθμιαία τη θερμοκρασία και τη λαμπρότητά τους, και θα χρειασθούν επιπλέον εκατοντάδες δισεκατομμύρια έτη, για να καταρρεύσουν αργά προς λευκούς νάνους[7][8]. Τέτοιοι αστέρες δεν θα γίνουν ποτέ ερυθροί γίγαντες, καθώς ολόκληρο το εσωτερικό τους αναδεύεται από ρεύματα μεταφοράς της θερμότητας και δεν θα δημιουργήσουν πυρήνα από ήλιο με κέλυφος συντήξεως υδρογόνου, αλλά η σύντηξη υδρογόνου θα συνεχισθεί μέχρι που να εξαντληθεί το υδρογόνο σε όλο σχεδόν τον αστέρα.
Εσωτερικές δομές αστέρων της Κύριας Ακολουθίας. Οι ζώνες ρευμάτων μεταφοράς συμβολίζονται με κύκλους με βέλη, ενώ οι ζώνες ακτινοβολίας με κόκκινες αστραπές. Στα αριστερά είναι ένας ερυθρός νάνος μικρής μάζας, στο κέντρο ένας κίτρινος νάνος μεσαίας μάζας και στα δεξιά ένας γαλανόλευκος αστέρας της Κύριας Ακολουθίας με μεγάλη μάζα.
Αστέρες με λίγο μεγαλύτερες μάζες διαστέλλονται σε ερυθρούς γίγαντες, αλλά οι πυρήνες με ήλιο που αναπτύσσουν δεν έχουν αρκετή μάζα ώστε να φθάσουν σε θερμοκρασίες που απαιτούνται για να αρχίσουν να συντήκουν ήλιο, οπότε δεν φθάνουν ποτέ στο άκρο του κλάδου των ερυθρών γιγάντων. Με τη λήξη της συντήξεως του κελύφους υδρογόνου, οι αστέρες αυτοί εκφεύγουν του κλάδου των ερυθρών γιγάντων και γίνονται κατευθείαν λευκοί νάνοι[1]. Αστέρες με το μισό της ηλιακής μάζας μόλις φθάνουν τέτοιες θερμοκρασίες, οπότε συνεχίζουν στα επιπλέον εξελικτικά στάδια μετά τον κλάδο των ερυθρών γιγάντων[9].
Το Νεφέλωμα Μάτι της Γάτας, ένα πλανητικό νεφέλωμα που σχηματίσθηκε από τον θάνατο ενός άστρου με περίπου την ίδια μάζα με τον Ήλιο.
Αστέρες με μάζα 0,5 ως 1 γίνονται ερυθροί γίγαντες, δηλαδή μεγάλοι αστέρες εκτός Κύριας Ακολουθίας με φασματικό τύπο K ή M. Καταλαμβάνουν τότε τη δεξιά και άνω δεξιά πλευρά στο Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ εξαιτίας του χρώματός τους και της μεγάλης τους λαμπρότητας. Παραδείγματα ερυθρών γιγάντων είναι ο Αλντεμπαράν και ο Αρκτούρος. Οι ερυθροί γίγαντες έχουν όλοι πυρήνα όπου έχουν σταματήσει οι αντιδράσεις συντήξεως και κέλυφος πέριξ του πυρήνα όπου συντήκεται ακόμα υδρογόνο.
Οι αστέρες με μέση μάζα βρίσκονται στην κατάσταση του ερυθρού γίγαντα σε δύο διαφορετικά στάδια της εξελίξεώς τους πέρα από την Κύρια Ακολουθία: στον κλάδο των ερυθρών γιγάντων, των οποίων ο αδρανής πυρήνας αποτελείται από ήλιο, και στον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων, των οποίων ο αδρανής πυρήνας αποτελείται από άνθρακα. Η δεύτερη κατηγορία συντήκει ήλιο σε ένα δεύτερο κέλυφος, που βρίσκεται στο εσωτερικό του κελύφους που συντήκει υδρογόνο, ενώ η πρώτη κατηγορία γιγάντων διαθέτει μόνο ένα κέλυφος, το οποίο συντήκει υδρογόνο[10]. Σε αμφότερες τις περιπτώσεις, η επιταχυνθείσα σύντηξη στο υδρογονικό κέλυφος προκαλεί τη διαστολή του αστέρα. Η διαστολή σηκώνει τα εξωτερικά στρώματα του αστέρα μακρύτερα από τον πυρήνα, μειώνοντας έτσι τη βαρυτική δύναμη που ασκείται επάνω τους, με αποτέλεσμα να διαστέλλονται ταχύτερα από τον ρυθμό αυξήσεως της παραγωγής ενέργειας. Αυτό με τη σειρά του επιφέρει πτώση της θερμοκρασίας των ανώτερων στρωμάτων του αστέρα, και για τον λόγο αυτό ο αστέρας εμφανίζεται πιο «κόκκινος» από ό,τι ήταν στην Κύρια Ακολουθία.
Στον κλάδο των ερυθρών γιγάντωνΕπεξεργασία
Το στάδιο του κλάδου των ερυθρών γιγάντων στη ζωή ενός αστέρα βρίσκεται χρονικά αμέσως μετά τη ζωή στην Κύρια Ακολουθία. Αρχικώς, οι κεντρικές περιοχές των αστέρων αυτών καταρρέουν, καθώς η εσωτερική τους πίεση δεν επαρκεί για να εξισορροπήσει τη βαρυτική. Αυτή η βαρυτική κατάρρευση απελευθερώνει ενέργεια που θερμαίνει τις εφαπτόμενες στον πυρήνα ηλίου περιοχές (ομόκεντρα κελύφη), των οποίων το υδρογόνο αρχίζει να συντήκεται. Ο πυρήνας ενός αστέρα του κλάδου των ερυθρών γιγάντων που έχει μάζα μέχρι 4 ή 5 ηλιακές μάζες σταματά να καταρρέει όταν είναι αρκετά πυκνός ώστε να εξισορροπηθεί από την πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων. Μόλις συμβεί αυτό, ο πυρήνας επιτυγχάνει υδροστατική ισορροπία: η πίεση από τον εκφυλισμό των ηλεκτρονίων επαρκεί για να εξισορροπήσει τη βαρυτική πίεση[11]. Η βαρύτητα που ασκεί ο πυρήνας συμπιέζει το υδρογόνο στο κέλυφος που τον περιβάλλει, προκαλώντας μεγάλη αύξηση του ρυθμού των αντιδράσεων συντήξεως σε σχέση με τον ρυθμό τους σε έναν αστέρα της Κύριας Ακολουθίας με την ίδια μάζα. Αυτό με τη σειρά του αυξάνει τη λαμπρότητα του αστέρα κατά χίλιες έως δέκα χιλιάδες φορές, καθώς και τη διάμετρό του. Η αύξηση της επιφάνειας του αστέρα υπερβαίνει την αύξηση της λαμπρότητας, έτσι ώστε η θερμοκρασία της επιφάνειας μειώνεται.
Η εξέλιξη ενός ηλιοειδούς αστέρα
Τα διαστελλόμενα εξωτερικά στρώματα του αστέρα έχουν ρεύματα μεταφοράς της θερμότητας (ανοδικά και καθοδικά), δηλαδή το υλικό τους αναδεύεται από τις συντήκουσες περιοχές μέχρι την επιφάνεια του αστέρα. Μέχρι τότε (αντίθετα με τα μικρής μάζας άστρα) το υλικό από τη σύντηξη είχε παραμείνει βαθιά μέσα στο αστρικό εσωτερικό, αλλά τώρα τα ρεύματα μεταφοράς φέρνουν τα προϊόντα της συντήξεως για πρώτη φορά μέχρι την επιφάνεια. Σε αυτό το εξελικτικό στάδιο οι σημαντικότερες μεταβολές, όπως αυτές των ισοτόπων του υδρογόνου και του ηλίου, δεν είναι παρατηρήσιμες. Τα αποτελέσματα των αντιδράσεων του κύκλου CNO εμφανίζονται στην επιφάνεια, με μικρότερες αναλογίες 12C/13C και αλλοιωμένη την αναλογία άνθρακα προς άζωτο, φαινόμενα που έχουν μετρηθεί φασματοσκοπικά σε πολλούς εξελιγμένους αστέρες.
Καθώς το υδρογόνο στο κέλυφος επάνω από τον πυρήνα καταναλώνεται, ο πυρήνας ηλίου συστέλλεται. Τελικώς τα ηλεκτρόνιά του, για αστέρες με μάζα μικρότερη των περίπου 2,5 ηλιακών μαζών, εκφυλίζονται, αποτρέποντας την περαιτέρω συστολή του πυρήνα[12]. Αργότερα στη φάση του ερυθρού γίγαντα, οι πυρήνες αστέρων με μάζα πάνω από 0,5 ηλιακή θερμαίνονται αρκετά ώστε να αρχίσει να συντήκεται ήλιο με τη διαδικασία των τριών άλφα, η οποία παράγει άνθρακα με αργούς ρυθμούς. Σε αστέρες με τη μάζα του Ήλιου, μπορεί να χρειασθεί ένα δισεκατομμύριο χρόνια ή περισσότερο ώστε να φθάσει ο πυρήνας τους σε θερμοκρασίες αρκετά υψηλές ώστε να αρχίσει εκεί η σύντηξη του ηλίου[13].
Εάν ο πυρήνας στηρίζεται σε μεγάλο βαθμό από την πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων, η σύντηξη του ηλίου αρχίζει παντού μέσα σε λίγες ημέρες, προκαλώντας τη λεγόμενη αναλαμπή ηλίου (helium flash). Σε αστέρες μεγαλύτερης μάζας, η έναυση της συντήξεως ηλίου γίνεται με αργούς ρυθμούς, χωρίς αναλαμπή[14]. Η πυρηνική ενέργεια που εκλύεται κατά τη διάρκεια της αναλαμπής ηλίου είναι πολύ μεγάλη, της τάξεως των 108 ηλιακών λαμπροτήτων για λίγες ημέρες[12], ακόμα και 1011 για λίγα δευτερόλεπτα[15]. Ωστόσο, η ενέργεια αυτή απορροφάται από τα ανώτερα στρώματα και συνεπώς δεν μπορεί να παρατηρηθεί έξω από τον αστέρα[12][15]. Μετά από αυτό όμως η ενέργεια από τη σύντηξη του ηλίου προκαλεί τη διαστολή του πυρήνα και τη συνακόλουθη επιβράδυνση της συντήξεως υδρογόνου στο υπερκείμενο κέλυφος, με αποτέλεσμα τη μείωση της συνολικής παραγωγής ενέργειας και συνεπώς τη συστολή του αστέρα. Παρατηρησιακά, αυτό εκδηλώνεται με τη μετανάστευση του αστέρα στον οριζόντιο κλάδο του διαγράμματος Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ, με τη συστολή να επιφέρει άνοδο της επιφανειακής θερμοκρασίας. Οι αστέρες αναλαμπής ηλίου εξελίσσονται ως το ερυθρό άκρο του οριζόντιου κλάδου, αλλά δεν αποκτούν υψηλότερες επιφανειακές θερμοκρασίες προτού αναπτύξουν έναν εκφυλισμένο πυρήνα άνθρακα-οξυγόνου και αρχίσουν να συντήκουν ήλιο σε κέλυφος. Αυτοί οι αστέρες παρατηρούνται συχνά ως μία «ερυθρή συσσώρευση» στο διάγραμμα χρώματος-μεγέθους ενός αστρικού σμήνους, όντας θερμότεροι αλλά λιγότερο λαμπροί από ερυθρούς γίγαντες. Οι αστέρες μεγαλύτερης μάζας με μεγαλύτερους πυρήνες ηλίου κινούνται (εξελίσσονται) κατά μήκος του οριζόντιου κλάδου προς υψηλότερες θερμοκρασίες και μερικοί μετατρέπονται σε ασταθείς παλλόμενους αστέρες στην κίτρινη λωρίδα αστάθειας (μεταβλητοί τύπου RR Λύρας), ενώ άλλοι αναπτύσσουν ακόμα θερμότερες επιφάνειες και σε κάποια σμήνη σχηματίζουν μία γαλάζια «ουρά» ή «αγκίστρι» στον οριζόντιο κλάδο. Η ακριβής μορφολογία του οριζόντιου κλάδου εξαρτάται από παραμέτρους όπως η μεταλλικότητα, η ηλικία και η περιεκτικότητα σε ήλιο, αλλά οι λεπτομέρειες συζητούνται ακόμα[16].
Στον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντωνΕπεξεργασία
Μετά την εξάντληση και των αποθεμάτων ηλίου στον πυρήνα του, ο αστέρας εξακολουθεί να συντήκει τόσο υδρογόνο όσο και ήλιο σε ομόκεντρα κελύφη που περιβάλλουν έναν υπέρθερμο πυρήνα άνθρακα και οξυγόνου. Ο αστέρας ακολουθεί τότε τον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων στο διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ, παραλληλίζοντας την αρχική εξέλιξη ερυθρού γίγαντα, αλλά με ταχύτερους ρυθμούς και μικρότερη διάρκεια[17]. Παρά το ότι το ήλιο συντήκεται και αυτό σε κέλυφος, η περισσότερη ενέργεια παράγεται από τη σύντηξη υδρογόνου σε ένα εξωτερικό ως προς αυτό κέλυφος. Το ήλιο που παράγεται από αυτή τη σύντηξη καθιζάνει ως βαρύτερο στοιχείο στο υποκείμενο κέλυφος και κατά περιόδους η παραγωγή ενέργειας από το κέλυφος ηλίου αυξάνεται εντυπωσιακά, ένα φαινόμενο γνωστό ως «θερμικός παλμός», που συμβαίνει προς το τέλος του σταδίου του ασυμπτωτικού κλάδου των γιγάντων, κάποτε ίσως και λίγο μετά από αυτό. Αναλόγως της μάζας και της παρουσίας άλλων στοιχείων, μπορεί να λάβουν χώρα μερικοί μόνο ή και εκατοντάδες θερμικοί παλμοί.
Υπάρχει μία φάση κατά την άνοδο του ασυμπτωτικού κλάδου των γιγάντων, όπου σχηματίζεται μία βαθιά ζώνη ρευμάτων μεταφοράς, η οποία μπορεί να μεταφέρει άνθρακα από τον πυρήνα μέχρι την επιφάνεια. Η διαδικασία αυτή είναι γνωστή ως η «δεύτερη ανάσυρση» (dredge up), ενώ σε ορισμένους αστέρες μπορεί να υπάρξει και τρίτη ανάσυρση. Με τον τρόπο αυτό προκύπτει ένας αστέρας άνθρακα, με χαμηλής θερμοκρασίας, πολύ κόκκινη επιφάνεια με ισχυρές γραμμές του άνθρακα στο φάσμα του. Μία διαδικασία γνωστή ως θερμή σύντηξη πυθμένα (hot bottom burning) μπορεί να μετατρέψει τον άνθρακα σε οξυγόνο και άζωτο προτού προλάβει να ανασυρθεί στην επιφάνεια. Η αλληλεπίδραση μεταξύ αυτών των διεργασιών καθορίζει τις παρατηρούμενες λαμπρότητες και τα φάσματα των αστέρων άνθρακα σε συγκεκριμένα σμήνη[18].
Μία άλλη πολύ γνωστή τάξη αστέρων του ασυμπτωτικού κλάδου των γιγάντων αποτελούν οι μεταβλητοί αστέρες τύπου Μίρα, που πάλλονται με καλώς ορισμένες περιόδους, οι οποίες ανάλογα με τον αστέρα μπορεί να είναι από δεκάδες μέχρι εκατοντάδες ημέρες. Το πλάτος των διακυμάνσεων της λαμπρότητας είναι πολύ μεγάλο και μπορεί να φθάσει στο υπέρυθρο τα 10 μεγέθη (στο ορατό φως η συνολική λαμπρότητα μεταβάλλεται πολύ λιγότερο). Αστέρες μεγαλύτερης μάζας πάλλονται με μεγαλύτερες περιόδους και χάνουν μάζα προς το διάστημα, με αποτέλεσμα να μειώνεται το ορατό φως τους που φθάνει μέχρι εμάς. Αυτοί μπορούν να παρατηρηθούν ως αστέρες OH/IR, που πάλλονται στο υπέρυθρο και εμφανίζουν δραστηριότητα μέιζερ OH, όντας πλούσιοι σε οξυγόνο σε σχέση με τους αστέρες άνθρακα (και οι δύο κατηγορίες ωστόσο πρέπει να δημιουργηθούν από ανασύρσεις των στοιχείων αυτών από το βαθύ εσωτερικό τους).
Οι αστέρες μέσης μάζας φθάνουν τελικώς στο άκρο του ασυμπτωτικού κλάδου των γιγάντων, όταν εξαντλείται το υλικό των κελυφών τους. Δεν έχουν αρκετά μεγάλη μάζα ώστε να αρχίσουν να συντήκουν άνθρακα σε ευρεία κλίμακα στις κεντρικές τους περιοχές, οπότε συστέλλονται και πάλι, ενώ τα εξωτερικά τους στρώματα δημιουργούν με έναν «αστρικό υπεράνεμο» (superwind) ένα πλανητικό νεφέλωμα. Οι κεντρικές περιοχές, χωρίς πυρηνικές αντιδράσεις, ψύχονται δίνοντας έναν λευκό νάνο. Εξαιτίας των ανασύρσεων, το αέριο που αποχωρίσθηκε είναι σχετικώς πλούσιο σε βαρύτερα του λιθίου στοιχεία που παράχθηκαν στο εσωτερικό του παλαιού αστέρα. Το αέριο σχηματίζει έναν διαστελλόμενο περιαστρικό θύλακα και ψύχεται καθώς απομακρύνεται από τον αστέρα, επιτρέποντας σταδιακά τη δημιουργία κόκκων σκόνης και μορίων. Με τη μεγάλη ακτινοβόληση υπέρυθρης ενέργειας από το κεντρικό υπόλειμμα του αστέρα, δημιουργούνται ιδανικές συνθήκες μέσα σε αυτούς τους θύλακες για διέγερση μέιζερ.
Είναι δυνατή ακόμα η επαγωγή θερμικών παλμών μετά το τέλος της πορείας του αστέρα στον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων, οπότε προκύπτει μία ποικιλία ασυνήθιστων και ανεπαρκώς ερευνηθέντων αστέρων που είναι γνωστοί ως «αναγεννημένοι αστέρες του ασυμπτωτικού κλάδου των γιγάντων»[19] και ίσως δίνουν παρατηρησιακά αστέρες του ακραίου οριζόντιου κλάδου (υπονάνους τύπου B), κεντρικούς αστέρες μεταβλητών πλανητικών νεφελωμάτων και μεταβλητούς αστέρες τύπου R Βορείου Στεφάνου.
Το Νεφέλωμα του Καρκίνου στον αστερισμό Ταύρο, εκτοξευθέντα υπολείμματα από μία αστρική έκρηξη, της οποίας το φως έφθασε στη Γη το έτος 1054 μ.Χ.
Στους αστέρες μεγάλης μάζας ο πυρήνας είναι ήδη αρκετά θερμός και συμπιεσμένος κατά την αρχή της συντήξεως υδρογόνου σε κέλυφος, ώστε η έναρξη της κεντρικής συντήξεως ηλίου θα γίνει πριν κυριαρχήσει η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων. Για τον λόγο αυτό, όταν τέτοιοι αστέρες διαστέλλονται και ψύχονται, δεν αυξάνουν τη λαμπρότητά τους τόσο όσο οι αστέρες μικρότερης μάζας. επειδή όμως εκκινούν από πολύ μεγαλύτερη αρχική λαμπρότητα, είναι και πάλι λαμπρότεροι από τους ερυθρούς γίγαντες που δίνουν οι ελαφρότεροι αστέρες. Οι αστέρες μεγάλης μάζας είναι απίθανο να επιβιώσουν για πολύ ως ερυθροί υπεργίγαντες και ανατινάσσονται ως υπερκαινοφανείς αστέρες.
Οι (σχετικά ελάχιστοι) αστέρες με μάζα μεγαλύτερη των περίπου 40 ηλιακών μαζών, έχουν πολύ έντονους και ταχείς αστρικούς ανέμους εξαιτίας της πιέσεως της ακτινοβολίας τους, και επομένως χάνουν μάζα τόσο γρήγορα, ώστε έχουν απολέσει σχεδόν ολόκληρα τα εξωτερικά τους στρώματα προτού μπορέσουν να διασταλούν σε ερυθρούς υπεργίγαντες. Διατηρούν έτσι πολύ υψηλές επιφανειακές θερμοκρασίες (και άρα γαλανόλευκο χρώμα) από την παραμονή τους στην Κύρια Ακολουθία μέχρι το τέλος της σύντομης ζωής τους. Οι βαρύτεροι αστέρες της σημερινής γενεάς δεν μπορούν να υπερβούν ένα όριο μεταξύ 100 και 150 ηλιακών μαζών επειδή τα εξωτερικά στρώματα πέρα από αυτό το όριο θα αποτινάσσονταν σχεδόν αμέσως από την εξαιρετικά έντονη ακτινοβολία, χωρίς να αποκτήσουν ποτέ υδροστατική ισορροπία, αφήνοντας πίσω τους αστέρες μικρότερης μάζας. Παρότι οι αστέρες μικρότερης μάζας δεν αποχωρίζουν υπό κανονικές συνθήκες τόσο γρήγορα τα εξωτερικά τους στρώματα, μπορούν και αυτοί να αποφύγουν το στάδιο του ερυθρού γίγαντα ή υπεργίγαντα αν αποτελούν μέλος διπλού συστήματος, έχοντας έναν άλλο αστέρα σε τόσο μικρή απόσταση από αυτούς, ώστε να τους αφαιρεί υλικό με τη βαρύτητά του καθώς αυτοί διαστέλλονται. Μπορεί επίσης να περιστρέφονται γύρω από τον άξονά τους τόσο γρήγορα, ώστε τα ρεύματα μεταφοράς να εκτείνονται από τον πυρήνα τους μέχρι την επιφάνεια, οπότε δεν υπάρχει ξεχωριστός πυρήνας και εξωτερικά στρώματα εξαιτίας της αναδεύσεως του υλικού[20].
Η θερμοκρασία και η πυκνότητα του αστρικού πυρήνα αυξάνονται καθώς το ήλιο που προκύπτει από τη σύντηξη υδρογόνου στο κέλυφος καθιζάνει. Σε όλους τους αστέρες μεγάλης μάζας η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων είναι ανεπαρκής για να αναχαιτίσει τη βαρυτική κατάρρευση, η οποία οδηγεί σε περαιτέρω αύξηση της θερμοκρασίας και σύντηξη βαρύτερων στοιχείων, που σταματά προσωρινά την κατάρρευση. Αν ο αστρικός πυρήνας έχει μάζα μικρότερη από περίπου 1,4 ηλιακή μάζα, λαβαίνοντας υπόψη την απώλεια μάζας που έχει συμβεί μέχρι τότε, μπορεί ίσως να σχηματίσει έναν λευκό νάνο (πιθανώς περιβαλλόμενο από ένα πλανητικό νεφέλωμα), όπως περιγράφηκε για τους ελαφρότερους αστέρες, με τη διαφορά ότι ο λευκός νάνος θα αποτελείται κυρίως από οξυγόνο, νέον και μαγνήσιο.
Τα επάλληλα στρώματα ενός εξελιγμένου αστέρα μεγάλης μάζας λίγο πριν την κατάρρευση του πυρήνα (το πάχος των στρωμάτων δεν είναι υπό την ίδια κλίμακα)
Πάνω από μία ορισμένη μάζα (που εκτιμάται θεωρητικά σε περίπου 2,5 ηλιακές και σε αρχική ολική μάζα του αστέρα περί τις 10 ηλιακές μάζες), ο πυρήνας θα φθάσει στη θερμοκρασία (περίπου 1,1 δισεκατομμύριο βαθμοί) στην οποία το νέον διασπάται μερικώς σε οξυγόνο και ήλιο, οπότε το ήλιο συντήκεται αμέσως με άλλο νέον σχηματίζοντας μαγνήσιο. ενώ το οξυγόνο συντήκεται προς θείο, πυρίτιο και μικρότερες ποσότητες άλλων στοιχείων. Τελικώς η θερμοκρασία ανέρχεται αρκετά ώστε οποιοσδήποτε ατομικός πυρήνας μπορεί να φωτοδιασπασθεί, συνήθως απελευθερώνοντας ένα σωμάτιο α (πυρήνα ηλίου), το οποίο συντήκεται αμέσως με άλλο πυρήνα, έτσι ώστε αρκετοί πυρήνες αναδιατάσσονται σε μικρότερο αριθμό βαρύτερων πυρήνων με καθαρή απελευθέρωση ενέργειας, καθώς η προσθήκη θραυσμάτων σε πυρήνες εκλύει ενέργεια που υπερβαίνει αυτή που απαιτείται για τη διάσπασή τους από τους αρχικούς πυρήνες.
Κάθε αστέρας με μάζα πυρήνα υπερβολικά μεγάλη για να σχηματίσει λευκό νάνο, αλλά ανεπαρκή για τη διαρκή μετατροπή νέου σε οξυγόνο και μαγνήσιο, θα υποστεί κατάρρευση του πυρήνα εξαιτίας συλλήψεως ηλεκτρονίου προτού επιτύχει σύντηξη των βαρύτερων στοιχείων[21]. Τόσο η θέρμανση όσο και η ψύξη από τη σύλληψη ηλεκτρονίου από σπανιότερα στοιχεία (όπως το αργίλιο και το νάτριο) μπορεί να έχουν σημαντική επίδραση στην ολική παραγωγή ενέργειας μέσα στον αστέρα λίγο πριν την κατάρρευση[22]. Αυτό με τη σειρά του μπορεί να έχει παρατηρήσιμη επίδραση στην αφθονία των στοιχείων της ύλης και των ισοτόπων τους που εκτινάσσονται από εκρήξεις υπερκαινοφανών.
Κύριο λήμμα: Υπερκαινοφανείς αστέρες
Μόλις αυτή η αστρική πυρηνοσύνθεση φθάσει στον σίδηρο (στο ισότοπο με μαζικό αριθμό 56), η περαιτέρω συνέχισή της καταναλώνει ενέργεια αντί να παράγει (η προσθήκη θραυσμάτων πυρήνων σε άλλους εκλύει λιγότερη ενέργεια από αυτή που απαιτείται για να αποσπάσει τα θραύσματα αυτά από τους αρχικούς πυρήνες). Αν τότε η μάζα των κεντρικών περιοχών του αστέρα υπερβαίνει το Όριο Τσαντρασεκάρ, η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων δεν θα είναι αρκετή ώστε να στηρίξει το βάρος τους και ο πυρήνας θα υποστεί μία αιφνίδια, καταστροφική κατάρρευση προς ένα υπέρπυκνο σώμα: έναν αστέρα νετρονίων ή (στις περιπτώσεις σωμάτων που υπερβαίνουν και το Όριο Τόλμαν-Οπενχάιμερ-Βολκόφ) μία μαύρη τρύπα. Με μία διαδικασία που δεν έχει κατανοηθεί πλήρως, ένα μέρος από την τεράστια βαρυτική δυναμική ενέργεια που εκλύεται από αυτή τη μεγάλη κατάρρευση του πυρήνα δίνει μία εντυπωσιακή έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου Ib, Ic ή II. Είναι γνωστό ότι κατά την κατάρρευση εκλύεται ένας εξαιρετικά μεγάλος αριθμός νετρίνων, όπως παρατηρήθηκε στον υπερκαινοφανή SN 1987A. Τα νετρίνα αυτά, πολύ υψηλής ταχύτητας, διασπούν μερικούς πυρήνες οπότε η ενέργειά τους καταναλώνεται στην απελευθέρωση νουκλεονίων, (πρωτονίων και νετρονίων), καθώς και σε θερμότητα και κινητική ενέργεια, ενισχύοντας έτσι το ωστικό κύμα που άρχισε να διαδίδεται προς τα έξω όταν καταρρέον υλικό αναπήδησε από την επαφή του με την ανελαστική επιφάνεια του καταρρεύσαντος πυρήνα. Η σύλληψη ηλεκτρονίων σε πολύ πυκνά τμήματα του καταρρέοντος υλικού ίσως να παράγει πρόσθετα νετρόνια. Επειδή υλικό που αναπηδά βομβαρδίζεται από τα νετρόνια, κάποιοι από τους ατομικούς πυρήνες του τα συλλαμβάνουν, δημιουργώντας έτσι ένα φάσμα βαρύτερων του σιδήρου στοιχείων, μεταξύ των οποίων τα ραδιενεργά στοιχεία μέχρι το ουράνιο (και ίσως και πέρα από αυτό)[23]. Αν και μη εκρηγνυόμενοι ερυθροί γίγαντες μπορούν να παραγάγουν σημαντικές ποσότητες στοιχείων βαρύτερων του σιδήρου με χρήση νετρονίων που απελευθερώνονται από παράπλευρες αντιδράσεις, η αναλογία τους (ιδίως ορισμένων ισοτόπων στοιχείων που έχουν πολλά σταθερά ή μακρόβια ισότοπα) είναι πολύ διαφορετική από την αναλογία των ισοτόπων που παράγονται σε έναν υπερκαινοφανή. Καμιά από τις δύο αναλογίες ωστόσο δεν συμφωνεί με αυτή που παρατηρούμε στο Ηλιακό Σύστημα, ώστε υλικό τόσο από υπερκαινοφανείς, όσο και από αποβολή στοιχείων από ερυθρούς γίγαντες απαιτείται για να ερμηνεύσει τις παρατηρούμενες ποσότητες των βαρέων στοιχείων και των ισοτόπων τους.
Η ενέργεια που μεταφέρεται από την κατάρρευση του αστρικού πυρήνα στο υλικό που αναπηδά δεν παράγει απλώς βαρέα στοιχεία, αλλά και τα επιταχύνει πολύ πέρα από την ταχύτητα διαφυγής, προκαλώντας τμήμα της ακτινοβολίας του υπερκαινοφανούς και τη διασπορά τους στον γαλαξία στον οποίο συνέβη η έκρηξη. Πρέπει να σημειωθεί ότι η κατανόηση αυτής της μεταφοράς ενέργειας δεν είναι ακόμα ικανοποιητική, αν και σύγχρονα υπολογιστικά πρότυπα των υπερκαινοφανών τύπων Ib, Ic και II δικαιολογούν μέρος της μεταφοράς αυτής[24].
Ενδείξεις από την ανάλυση των παραμέτρων της τροχιάς και της μάζας διπλών συστημάτων αστέρων νετρονίων (που απαιτούν δύο τέτοιους υπερκαινοφανείς) υποδεικνύουν ότι η κατάρρευση ενός αστρικού πυρήνα που αποτελείται από ατομικούς πυρήνες οξυγόνου, νέου και μαγνησίου ίσως να παράγει έναν υπερκαινοφανή που διαφέρει παρατηρησιακά (εκτός από την ισχύ της εκρήξεως) από τους υπερκαινοφανείς που παράγονται από την κατάρρευση ενός πυρήνα σιδήρου[25].
Οι μεγαλύτερης μάζας αστέρες που υπάρχουν σήμερα ίσως να καταστραφούν σε μία έκρηξη υπερκαινοφανούς με ενέργεια που θα υπερβαίνει κατά πολύ τη βαρυτική ενέργεια που αντιστοιχεί στο «δέσιμο» του αστέρα ως σώματος. Αυτό το σπάνιο γεγονός, που προκαλείται από τη λεγόμενη αστάθεια ζεύγους, δεν αφήνει ως υπόλειμμα μαύρη τρύπα[26]. Από την άλλη, κατά το παρελθόν του Σύμπαντος, κάποιοι αστέρες ήταν ακόμα μεγαλύτεροι από τους μεγαλύτερους που υπάρχουν σήμερα και μπορεί να κατέρρευσαν με άμεσο τρόπο σε μαύρη τρύπα στο τέλος της ζωής τους εξαιτίας φωτοαποσυνθέσεως.
Αστρική εξέλιξη αστέρων μικρής (αριστερός κύκλος) και μεγάλης μάζας (δεξιός κύκλος), με παραδείγματα με πλάγια κίτρινα γράμματα
Μετά την εξάντληση όλων των αποθεμάτων του για παραγωγή ενέργειας, ένας αστέρας καταλήγει, πέρα από την ύλη που διαφεύγει στο διάστημα, σε ένα κεντρικό υπόλειμμα ή αστρικό πτώμα, που ανήκει σε ένα από τρία πολύ διαφορετικά είδη σωμάτων. Το ποιο θα είναι αυτό εξαρτάται και πάλι από τη μάζα του αστέρα κατά τη διάρκεια της ζωής του.
Λευκοί και μαύροι νάνοιΕπεξεργασία
Κύρια λήμματα: Λευκός νάνος και Μαύρος νάνος
Για έναν αστέρα ηλιακής μάζας, ο λευκός νάνος στον οποίο θα καταλήξει θα έχει μάζα ίση με τα 6 δέκατα της ηλιακής μάζας, τα οποία θα είναι συμπιεσμένα σε έναν όγκο παρόμοιο με τον όγκο της Γης. Οι λευκοί νάνοι είναι ευσταθείς επειδή η προς το κέντρο πίεση της βαρύτητας εξισορροπείται από την πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων, μία συνέπεια της απαγορευτικής αρχής του Πάουλι. Η πίεση των ηλεκτρονίων παρέχει ένα μάλλον ελαστικό όριο κατά της περαιτέρω συμπιέσεως της ύλης: για μία δεδομένη χημική σύσταση, λευκοί νάνοι μεγαλύτερης μάζας έχουν μικρότερη διάμετρο και όγκο, συνεπώς πολύ υψηλότερη πυκνότητα. Χωρίς πυρηνικές αντιδράσεις, ο λευκός νάνος ακτινοβολεί την παραμένουσα θερμότητά του στο διάστημα επί δισεκατομμύρια χρόνια. Ενώ είναι πολύ θερμός αμέσως μετά τον σχηματισμό του εξαιτίας της βαρυτικής καταρρεύσεως του πυρήνα, με επιφανειακή θερμοκρασία άνω των 100 χιλιάδων βαθμών K και ακόμα υψηλότερη στο εσωτερικό, θα απολέσει την περισσότερη ενέργειά του μέσα σε ένα δισεκατομμύριο χρόνια[27].
Η χημική σύσταση ενός λευκού νάνου εξαρτάται από τη μάζα του. Αστέρες με σημαντικά μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο θα συντήξουν άνθρακα προς μαγνήσιο, νέον και μικρές ποσότητες άλλων στοιχείων, δίνοντας έτσι έναν λευκό νάνο που αποτελείται κυρίως από οξυγόνο, νέον και μαγνήσιο, αρκεί να χάσει αρκετή μάζα ώστε να περάσει κάτω από το όριο Τσαντρασεκάρ και η σύντηξη του άνθρακα να μη είναι τόσο βίαιη ώστε να ανατινάξει τον αστέρα ως υπερκαινοφανή[28]. Αστέρες με μάζες παρόμοιες με τη μάζα του Ήλιου δεν θα συντήξουν άνθρακα και θα δώσουν έναν λευκό νάνο αποτελούμενο κυρίως από άνθρακα και οξυγόνο. Τέλος, αστέρες με μάζα μικρότερη από το ήμισυ περίπου της ηλιακής δεν θα μπορέσουν να συντήξουν ούτε ήλιο και θα δώσουν λευκούς νάνους που θα αποτελούνται κυρίως από ήλιο.
Στο τέλος θα απομείνει μία σκοτεινή ψυχρή μάζα που αποκαλείται μαύρος νάνος. Ωστόσο, το Σύμπαν δεν έχει αρκετά μεγάλη ηλικία ώστε να υπάρχουν από τώρα σε αυτό μαύροι νάνοι.
Αν η μάζα του λευκού νάνου αυξηθεί πάνω από το όριο Τσαντρασεκάρ, 1,4 ηλιακή μάζα για σύσταση άνθρακα, οξυγόνου, νέου και μαγνησίου, τότε αρχίζουν στο εσωτερικό του συλλήψεις ηλεκτρονίων και η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων υποχωρεί με αποτέλεσμα μία ακόμα βαρυτική κατάρρευση. Ανάλογα με τη χημική σύσταση και την προ καταρρεύσεως θερμοκρασία στο κέντρο, αυτή η διαδικασία θα οδηγήσει είτε σε έναν αστέρα νετρονίων, είτε σε εκρηκτική έναρξη συντήξεως του άνθρακα και του οξυγόνου. Τα βαρύτερα στοιχεία ευνοούν την παραπέρα κατάρρευση, επειδή απαιτούν υψηλότερες θερμοκρασίες για να αρχίσουν να συντήκονται και καθώς η σύλληψη ηλεκτρονίων από τους πυρήνες αυτών και των προϊόντων της συντήξεώς τους είναι ευκολότερη. Οι υψηλότερες θερμοκρασίες ευνοούν τις εκρηκτικές πυρηνικές αντιδράσεις, που ανακόπτουν την κατάρρευση των ανώτερων στρωμάτων και οδηγούν σε έναν υπερκαινοφανή τύπου Ia[29]. Αυτός ο τύπος υπερκαινοφανούς μπορεί να είναι πολλές φορές λαμπρότερος από τους τύπους Ib, Ic και II, που σηματοδοτούν τον θάνατο ενός αστέρα μεγάλης μάζας, παρότι οι τελευταίοι τύποι απελευθερώνουν μεγαλύτερη συνολική ενέργεια. Σε κάθε περίπτωση, κανένας λευκός νάνος με μάζα μεγαλύτερη της 1,4 ηλιακής μάζας δεν μπορεί να υπάρξει (με μία πιθανή μικρή εξαίρεση για τους ταχύτερα περιστρεφόμενους λευκούς νάνους, στους οποίους η φυγόκεντρη δύναμη εξισορροπεί μερικώς το βάρος της ύλης τους). Η μεταφορά μάζας σε ένα διπλό αστρικό σύστημα μπορεί επίσης να δημιουργήσει έναν αρχικώς σταθερό λευκό νάνο με μάζα πάνω από το όριο Τσαντρασεκάρ.
Εάν ένας λευκός νάνος σχηματισθεί σε ένα διπλό σύστημα με έναν άλλο αστέρα πολύ κοντά του, υδρογόνο από τον συνοδό αστέρα, όταν και αυτός διογκωθεί πέρα από την Κύρια Ακολουθία, μπορεί να περάσει το σημείο ισορροπίας και να προσαυξήσει σημαντικά τη μάζα του λευκού νάνου. Η αυξανόμενη πίεση του προστιθέμενου υδρογόνου προκαλεί τη θερμοπυρηνική έκρηξη στα επιφανειακά στρώματα, παρά το ότι ο λευκός νάνος παραμένει κάτω από το όριο Τσαντρασεκάρ. Αυτή η έκρηξη ονομάζεται «καινοφανής αστέρας» (νόβα).
Κύριο λήμμα: Αστέρας νετρονίων
Ωστικό κύμα σε σχήμα φυσαλίδας επεκτείνεται ακόμα μετά από μία έκρηξη υπερκαινοφανούς που έλαβε χώρα πριν από 15 χιλιάδες χρόνια.
Με την κατάρρευση ενός αστρικού πυρήνα, η πίεση προκαλεί τη σύλληψη ηλεκτρονίων, μετατρέποντας τα περισσότερα πρωτόνια σε νετρόνια. Οι ηλεκτρομαγνητικές δυνάμεις που κρατούν τους ατομικούς πυρήνες μακριά τον ένα από τον άλλο παύουν να υφίστανται, και το μεγαλύτερο τμήμα του αστρικού πυρήνα μεταμορφώνεται σε μία υπέρπυκνη σφαίρα νετρονίων σχεδόν σε επαφή μεταξύ τους, σαν ένας γιγάντιος ατομικός πυρήνας, με ένα λεπτό φλοιό εκφυλισμένης ύλης (κυρίως σιδήρου). Τα νετρόνια αντιστέκονται σε περαιτέρω συμπίεση εξαιτίας της απαγορευτικής αρχής του Πάουλι, έχουμε δηλαδή τώρα την πίεση των εκφυλισμένων νετρονίων σε αναλογία με την πίεση των εκφυλισμένων νετρονίων στους λευκούς νάνους.
Τα αστρικά αυτά πτώματα ονομάζονται αστέρες νετρονίων και είναι εξαιρετικά μικρά σε διάμετρο (της τάξεως των 20 χιλιομέτρων) και απίστευτα πυκνά. Ο ρυθμός περιστροφής ενός αστέρα νετρονίων γύρω από τον άξονά του αυξάνεται εντυπωσιακά εξαιτίας της διατηρήσεως της στροφορμής και φθάνει τις 600 και πλέον στροφές ανά δευτερόλεπτο[30]. Στις λίγες περιπτώσεις που κατά σύμπτωση οι μαγνητικοί πόλοι ενός τέτοιου σώματος είναι ευθυγραμμισμένοι με τη Γη, ανιχνεύεται με ραδιοτηλεσκόπια ένας παλμός ραδιοκυμάτων σε κάθε περιστροφή. Τότε ο αστέρας ονομάζεται πάλσαρ. Οι πάλσαρ υπήρξαν η παρατηρησιακή ανακάλυψη των αστέρων νετρονίων, το 1967. Από τότε, εκτός από τα ραδιοκύματα, πάλσαρ έχουν ανιχνευθεί στο ορατό φως, στις ακτίνες Χ και στις ακτίνες γ (π.χ. η Γκέμινγκα)[31]
Κύριο λήμμα: Μαύρη τρύπα
Αν η μάζα του αστρικού υπολείμματος είναι αρκετά μεγάλη, τότε ούτε η πίεση των εκφυλισμένων νετρονίων θα επαρκέσει για να αποτρέψει την περαιτέρω κατάρρευση, ως το ακραίο όριο που είναι ικανή αυτή να φθάσει: Τότε ο πρώην αστρικός πυρήνας μετατρέπεται σε μία μαύρη τρύπα. Η μάζα για την οποία συμβαίνει αυτό δεν είναι γνωστή με ακρίβεια, αλλά εκτιμάται μεταξύ των 2 και 3 ηλιακών μαζών. Οι μαύρες τρύπες προβλέπονται από τη Γενική θεωρία της σχετικότητας. Σύμφωνα με αυτή, ούτε φώς, ούτε ύλη, ούτε πληροφορίες μπορούν να εξέλθουν ποτέ από το εσωτερικό τους, αν και κάποια κβαντικά φαινόμενα ίσως επιτρέπουν αποκλίσεις από τον αυστηρό αυτό κανόνα. Η ύπαρξή των οντοτήτων αυτών στο πραγματικό Σύμπαν υποστηρίζεται από πολλές έμμεσες παρατηρήσεις.
Επειδή ο μηχανισμός της καταρρεύσεως του αστρικού πυρήνα σε έναν υπερκαινοφανή δεν είναι γνωστός με πληρότητα, δεν είναι γνωστό αν υπάρχει η δυνατότητα ένας αστέρας να καταρρεύσει κατευθείαν σε μαύρη τρύπα χωρίς να συμβεί παρατηρήσιμη έκρηξη υπερκαινοφανούς, ή το εάν κάποιοι υπερκαινοφανείς σχηματίζουν αρχικώς ασταθείς αστέρες νετρονίων οι οποίοι επανακαταρρέουν μετά σε μαύρες τρύπες. Η ακριβής σχέση ανάμεσα στην αρχική μάζα του αστέρα και στη μάζα του τελικού υπολείμματος είναι επίσης αβέβαιη. Η διαλεύκανση αυτών των ζητημάτων απαιτεί την ανάλυση περισσότερων υπερκαινοφανών και υπολειμμάτων υπερκαινοφανών.
Υπάρχουν μαθηματικά πρότυπα (μοντέλα) αστρικής εξελίξεως που μπορούν να χρησιμοποιηθούν για τον υπολογισμό των εξελικτικών σταδίων ενός αστέρα από τη δημιουργία του μέχρι τον θάνατό του. Η αρχική μάζα και χημική σύσταση του αστέρα αποτελούν τις παραμέτρους εισόδου, ενώ η λαμπρότητα και η επιφανειακή θερμοκρασία είναι οι μόνοι παρατηρησιακοί περιορισμοί. Οι σχέσεις του προτύπου βασίζονται στη φυσική κατανόηση του αστέρα, συνήθως υπό την παραδοχή της υδροστατικής ισορροπίας. Εκτεταμένοι αριθμητικοί υπολογισμοί μπορούν στη συνέχεια να προσδιορίσουν τη μεταβαλλόμενη κατάσταση του αστέρα ως συνάρτηση του χρόνου, δίνοντας έναν πίνακα δεδομένων που μπορούν να χρησιμοποιηθούν για τον προσδιορισμό της εξελικτικής πορείας του αστέρα στο Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ και άλλων εξελισσόμενων φυσικών μεγεθών[32]. Ακριβή πρότυπα μπορούν να χρησιμοποιηθούν για να εκτιμηθεί η σημερινή ηλικία ενός αστέρα δια της συγκρίσεως των παρατηρούμενων χαρακτηριστικών του με εκείνα των αστέρων κατά μήκος μιας εξελικτικής πορείας[33].
Σχηματισμός και εξέλιξη των γαλαξιών
Αστρική περιστροφή - η περιστροφή των αστέρων επιβραδύνεται με την ηλικία
↑ 1,0 1,1 Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). «The End of the Main Sequence». The Astrophysical Journal 482: 420–432. doi:10.1086/304125.
↑ Prialnik (2000, Chapter 10)
↑ «Wide-field Infrared Survey Explorer Mission». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 12 Ιανουαρίου 2010. Ανακτήθηκε στις 25 Δεκεμβρίου 2015.
↑ Majaess, D. (2013). Discovering protostars and their host clusters via WISE, ApSS, 344, 1 (VizieR catalog)
↑ «Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"». IAU position statement. 28 Φεβρουαρίου 2003. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 4 Φεβρουαρίου 2012. Ανακτήθηκε στις 30 Μαΐου 2012.
↑ Prialnik (2000, Fig. 8.19, σελ. 174)
↑ «Why the Smallest Stars Stay Small». Sky & Telescope (22). Νοέμβριος 1997.
↑ Adams, F.C.; P. Bodenheimer; G. Laughlin (2005). «M dwarfs: planet formation and long term evolution». Astronomische Nachrichten 326 (10): 913–919. doi:10.1002/asna.200510440. Bibcode: 2005AN....326..913A. http://www3.interscience.wiley.com/cgi-bin/abstract/112210517/?CRETRY=1&SRETRY=0. [νεκρός σύνδεσμος]
↑ Ryan & Norton (2010, p. 114)
↑ Hansen, Kawaler & Trimble (2004, pp. 55–56)
↑ Hansen, Kawaler & Trimble (2004, pp. 62–63)
↑ 12,0 12,1 12,2 Ryan & Norton (2010, p. 115)
↑ Prialnik (2000, σελ. 155, Πίνακας 8.4)
↑ Ryan & Norton (2010, p. 125)
↑ 15,0 15,1 Prialnik (2000, p. 151)
↑ Gratton, R.G.; Carretta, E.; Bragaglia, A.; Lucatello, S.; d'Orazi, V. (2010). «The second and third parameters of the horizontal branch in globular clusters». Astronomy and Astrophysics 517: A81. doi:10.1051/0004-6361/200912572. Bibcode: 2010A&A...517A..81G.
↑ Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A.I.; Kraemer, K.E. (1993). «Our Sun. III. Present and Future». The Astrophysical Journal 418: 457. doi:10.1086/173407. Bibcode: 1993ApJ...418..457S.
↑ van Loon; Zijlstra; Whitelock; Peter te Lintel Hekkert; Chapman; Cecile Loup; Groenewegen; Waters και άλλοι. (1998). «Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds IV. Carbon stars and OH/IR stars». Astronomy and Astrophysics 329: 169-85.
↑ D. Vanbeveren; De Loore, C.; Van Rensbergen, W. (1998). «Massive stars». The Astronomy and Astrophysics Review 9 (1–2): 63–152. doi:10.1007/s001590050015. Bibcode: 1998A&ARv...9...63V. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2009-03-27. https://web.archive.org/web/20090327051442/http://www.astro.phys.ethz.ch/staff/schmid/private/PSbinary/vanbeveren98.pdf. Ανακτήθηκε στις 2015-12-25.
↑ Ken'ichi Nomoto (1987). «Evolution of 8–10 stars toward electron capture supernovae. II – Collapse of an Ο + Ne + Mg core». Astrophysical Journal. 322 Part 1: 206–214. doi:10.1086/165716. Bibcode: 1987ApJ...322..206N.
↑ Claudio Ritossa; Enrique García-Berro; Icko Iben, Jr. (1999). «On the Evolution of Stars that Form Electron-degenerate Cores Processed by Carbon Burning. V. Shell Convection Sustained by Helium Burning, Transient Neon Burning, Dredge-out, URCA Cooling, and Other Properties of an 11 M_solar Population I Model Star». The Astrophysical Journal 515 (1): 381–397. doi:10.1086/307017. Bibcode: 1999ApJ...515..381R.
↑ «How do Massive Stars Explode?». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 27 Ιουνίου 2003. Ανακτήθηκε στις 25 Δεκεμβρίου 2015.
↑ Robert Buras· και άλλοι. (Ιούνιος 2003). «Supernova Simulations Still Defy Explosions». Research Highlights. Max-Planck-Institut für Astrophysik. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 3 Αυγούστου 2003. Ανακτήθηκε στις 25 Δεκεμβρίου 2015.
↑ E.P.J. van den Heuvel (2004). «X-Ray Binaries and Their Descendants: Binary Radio Pulsars; Evidence for Three Classes of Neutron Stars?». Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe (ESA SP-552) 552: 185–194. Bibcode: 2004inun.conf..185V.
↑ Pair Instability Supernovae and Hypernovae. Αρχειοθετήθηκε 2012-06-08 στο Wayback Machine., Nicolay J. Hammer, (2003), ανακτήθηκε στις 7 Μαΐου 2007. Αρχειοθετήθηκε Ιουνίου 8, 2012 στη Wayback Machine του Internet Archive
↑ Fossil Stars (1): White Dwarfs
↑ Ken'ichi Nomoto (1984). «Evolution of 8–10 stars toward electron capture supernovae. I – Formation of electron-degenerate Ο + Ne + Mg cores». Astrophysical Journal. Part 1 277: 791–805. doi:10.1086/161749. Bibcode: 1984ApJ...277..791N.
↑ Ken'ichi Nomoto; Yoji Kondo (1991). «Conditions for accretion-induced collapse of white dwarfs». Astrophysical Journal. 367 Part 2: L19–L22. doi:10.1086/185922. Bibcode: 1991ApJ...367L..19N.
↑ D'Amico, N.; Stappers, B.W.; Bailes, M.; Martin, C.E.; Bell, J.F.; Lyne, A.G.; Manchester, R.N (1998). «The Parkes Southern Pulsar Survey - III. Timing of long-period pulsars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 297: 28–40. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01397.x. Bibcode: 1998MNRAS.297...28D.
↑ Courtland, Rachel (17 Οκτωβρίου 2008). «Pulsar Detected by Gamma Waves Only». New Scientist. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2013-04-02. https://web.archive.org/web/20130402053638/http://space.newscientist.com/article/dn14968-first-pulsar-identified-by-its-gamma-rays-alone.html?feedId=online-news_rss20. Ανακτήθηκε στις 2015-12-25.
↑ Demarque, P.; Guenther, D.B.; Li, L.H.; Mazumdar, A.; Straka, C.W. (Αύγουστος 2008). «YREC: the Yale rotating stellar evolution code». Astrophysics and Space Science 316 (1–4): 31–41. doi:10.1007/s10509-007-9698-y. ISBN 9781402094408. Bibcode: 2008Ap&SS.316...31D. http://books.google.com/books?id=WjU_vidlXRwC&pg=PA35.
↑ Ryan, Seán· Norton, Andrew J. (2010). «Assigning ages from hydrogen-burning timescales». Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press. σελ. 79. ISBN 0-521-13320-3.
Astronomy 606 (Αστρική δομή και εξέλιξη), σημειώσεις πανεπιστημιακών παραδόσεων, Cole Miller, Τμήμα Αστρονομίας, Πανεπιστήμιο του Μέριλαντ
Astronomy 162, Unit 2 (Δομή και εξέλιξη των αστέρων), σημειώσεις πανεπιστημιακών παραδόσεων, Richard W. Pogge, Τμήμα Αστρονομίας, Πολιτειακό Πανεπιστήμιο του Οχάιο
Hansen, Carl J.· Kawaler, Steven D.· Trimble, Virginia (2004). Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution (2nd έκδοση). Springer-Verlag. ISBN 0-387-20089-4.
Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. ISBN 0-521-65065-8.
Ryan, Sean G.· Norton, Andrew J. (2010). Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press. σελ. 125. ISBN 0521133203.