Αστέρας

Αντικείμενο που αποτελείται από πλάσμα σε υψηλή θερμοκρασία, παράγει ενέργεια μέσω πυρηνικών συντήξεων και εκπέμπει ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία και νετρίνα. Οι αστέρες παρουσιάζουν μεγάλη ποικιλία στα χαρακτηριστικά τους, όπως στο χρώμα τους, στη θερμοκρασία τους, στην ακτίνα τους και στο φάσμα τους. Οι παράμετροι που καθορίζουν τα παραπάνω χαρακτηριστικά είναι η αρχική μάζα και σύσταση. Η αρχική σύσταση εξαρτάται από τα υλικά τα οποία βρίσκονταν στην περιοχή δημιουργίας του άστρου ενώ η κατανομή της μάζας υπακούει τον νόμο του Salpeter.

Τα αστέρια δημιουργούνται από βαρυτικές αστάθειες εντός νεφών μοριακού υδρογόνου. Μετά την κατάρρευση τα άστρα βρίσκονται σε κατάσταση υδροστατικής ισορροπίας, δηλαδή το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων εξισορροπείται από την πίεση και εισέρχονται στο στάδιο της κύριας ακολουθίας. Η υψηλή πίεση οδηγεί σε εξαιρετικά υψηλές θερμοκρασίες στο εσωτερικό με αποτέλεσμα να είναι δυνατές οι πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης. Στα αστέρια που πραγματοποιούν συντήξεις υδρογόνου με τελικό αποτέλεσμα ήλιο(He) οι κυριότερες διαδικασίες που οδηγούν στην απελευθέρωση ενέργειας είναι ο κύκλος πρωτονίου-πρωτονίου και ο κύκλος CNO (Άνθρακα-Αζώτου-Οξυγόνου).

Όταν καταναλωθεί το υδρογόνο από τον πυρήνα τότε τα εξωτερικά στρώματα ψύχονται και διαστέλλονται και ο αστέρας εισέρχεται στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα. Σε αυτό το στάδιο τα άστρο πραγματοποιεί σύντηξη ηλίου. Αστέρια μεγάλης μάζας συνεχίζουν τη διαδικασία της σύντηξης δημιουργώντας βαρύτερα υλικά μέχρι το σίδηρο.

Η τελική κατάληξη ενός άστρου εξαρτάται από τη μάζα που απομένει.
Σε περίπτωση που η τελική μάζα του είναι κάτω των 1.4Μ (όριο Chandrasekhar **) τότε η κατάληξη θα είναι ένας λευκός νάνος, αν η μάζα είναι μεταξύ του ορίου Chandrasekhar και 3Μ τότε η κατάληξη είναι ένας αστέρας νετρονίων, αν η τελική μάζα όμως είναι πάνω από 3 τότε η κατάληξη είναι μια μαύρη τρύπα.

*Πρόκειται για τη μέγιστη δυνατή μάζα που μπορεί να έχει ένας λευκός νάνος και είναι . Το όριο αυτό προκύπτει από την κβαντομηχανική μελέτη ενός αερίου φερμιονίων. Δύο ή περισσότερα φερμιόνια δεν μπορούν να βρίσκονται ακριβώς στην ίδια κβαντική κατάσταση λόγω της απαγορευτικής αρχής του Pauli. Κατά συνέπεια ακόμη και σε μηδενική θερμοκρασία τα φερμιόνια θα καταλαμβάνουν υψηλές ενεργειακές στάθμες με αποτέλεσμα να αναπτύσσεται πίεση η οποία θα αντίκειται στην συγκέντρωση των φερμιονίων στην ίδια κατάσταση. Σε μια μεγάλη συγκέντρωση φερμιονίων όπως είναι για παράδειγμα ένας λευκός νάνος, το αέριο ηλεκτρονίων θα υφίσταται την παραπάνω πίεση η οποία θα ανθίσταται στη βαρυτική δύναμη. Μετά όμως από μια κρίσιμη τιμή μάζας η βαρυτική έλξη υπερνικά την πίεση εκφυλισμένων ηλεκτρονίων. Αυτή ακριβώς η κρίσιμη τιμή της μάζας είναι το όριο του Chandrasekhar.