Αστρική εξέλιξη

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.
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.
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.

Σύντηξη υδρογόνου

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 O 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.

Η ώριμη ηλικία

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.

Αστέρες μικρής μάζας

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. 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.
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. Αστέρες με το μισό της ηλιακής μάζας μόλις φθάνουν τέτοιες θερμοκρασίες, οπότε συνεχίζουν στα επιπλέον εξελικτικά στάδια μετά τον κλάδο των ερυθρών γιγάντων.

Αστέρες μέσης μάζας

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. 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 γιγάντων

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. 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.
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. 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.
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. Η πυρηνική ενέργεια που εκλύεται κατά τη διάρκεια της αναλαμπής ηλίου είναι πολύ μεγάλη, της τάξεως των 10⁸ ηλιακών λαμπροτήτων για λίγες ημέρες, ακόμα και 10¹¹ για λίγα δευτερόλεπτα. Ωστόσο, η ενέργεια αυτή απορροφάται από τα ανώτερα στρώματα και συνεπώς δεν μπορεί να παρατηρηθεί έξω από τον αστέρα. 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.

Στον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων

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. 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.
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» και ίσως δίνουν παρατηρησιακά αστέρες του ακραίου οριζόντιου κλάδου (υπονάνους τύπου B), κεντρικούς αστέρες μεταβλητών πλανητικών νεφελωμάτων και μεταβλητούς αστέρες τύπου R Βορείου Στεφάνου.

Αστέρες μεγάλης μάζας

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.
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.
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. 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. 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.

Αστρικά υπολείμματα (πτώματα)

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.

Πρότυπα

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. 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.