A csillagok fejlődése alapvetően kezdeti tömegüktől függ. Az ezt legszemléletesebben bemutató asztrofizikai ábra az ún. Hertzsprung–Russell-diagram (HRD).
Ha a csillagok hőmérsékletének függvényében ábrázoljuk a luminozitásukat (általában logaritmikusan), akkor megkapjuk a csillagászat legfontosabb diagramját, az ún. Hertzsprung–Russell-diagramot vagy HRD-t. A diagramon a luminozitás (fényesség) felfelé nő, míg a hőmérséklet jobbra csökken. Mint látható, a csillagok nem véletlenszerűen helyezkednek el az ábrán, hanem bizonyos területeken csoportosulnak.
A különböző csoportok a csillagok életútjának különböző fázisait jelentik. A legnépesebb csoport a diagram bal felső sarkától a jobb alsó sarokig húzódó ún. fősorozat. A csillagok tömegüktől függő magasságban jelennek meg a fősorozaton (ennek „pillanatképe” a HRD-n az ún. nullkorú fősorozat vagy ZAMS = Zero Age Main Sequence), s életük során egyre magasabbra vándorolnak. A HRD főágának bal felső szakaszán a nagytömegű, igen fényes kékesfehér csillagok, középpontján a Nap-típusú sárga csillagok, míg a jobb alsó szakaszán vörös törpecsillagok találhatóak.
A másik fontos csoport az ábra jobb felső részén található (a fejlődés következő szakaszát jelző) óriáság, ahol azok a csillagok találhatók, melyek már elégették magjukban a hidrogént és most a nehezebb elemek fúziója zajlik bennük. Az ábra bal alsó részén találhatók a fehér törpék, amelyek kihűlőfélben lévő, kis tömegű csillagok (a Naphoz hasonló csillagok fejlődési végállapotai).
Vannak olyan csillagkezdemények, melyek nem tudnak annyi tömeget felhalmozni, hogy annak gravitációs energiája fel tudja fűteni a csillagot annyira, hogy meginduljanak benne a magreakciók. Ezeket az objektumokat barna törpéknek nevezzük. Tömegük kisebb mint a Nap tömegének 8%-a, azaz kb. 80 Jupiter-tömeg. Átlagos méretük a Jupiter és a legkisebb csillagok (vörös törpék) mérete között lehet. Felszíni hőmérsékletük általában 3000 K alatt van.
A 0,08 naptömegnél (a Nap tömege: M☉=2·1030 kg) több anyagot tartalmazó objektumok esetén, mikor a gravitációs összehúzódás megszűnik, a csillag eléri a stabil sugárzási állapotát. Ezt az állapotot fősorozati állapotnak nevezzük. Ebben a szakaszban a hidrogén-atommagok hélium-atommagokká történő fúziója biztosítja az energiát. Az energiatermelésben a csillagnak csak egy kis része, az összes hidrogén mindössze 12%-át magában foglaló központi mag vesz részt. Mivel a csillag középpontjában nincs anyagkeveredés, ezért a mag nem kap utánpótlást és így lassan feléli teljes hidrogénkészletét. A fúzió során felszabaduló nukleáris energia az égitest tömegétől függ. A nagyobb tömegű csillagok ugyanis nagyobb teljesítménnyel sugároznak, így hamarabb elfogyasztják a magjukban lévő hidrogént. Pl. a Nap típusú csillagok stabil állapotának hossza 9-11 milliárd év, míg egy nála 20-szor nagyobb tömegű csillagnál ez az idő csupán 5 millió év.
Energiatermelés a csillagokban
A csillagok legfontosabb energiaforrása a magban zajló termonukleáris reakció. Az energia az atommagok fúziójából szabadul fel, több millió kelvinen.
A csillag belsejére külső rétegei hatalmas nyomással nehezednek. A nagy nyomás és hőmérséklet következtében az anyag szabad elektronok és atommagok keverékére bomlik, ionizált állapotba kerül, ezt nevezzük plazmának. Az atommagok a heves hőmozgás következtében nagysebességgel ütköznek egymásnak, és időnként összetapadnak: fúziós reakciókat hoznak létre. Ehhez rendkívül heves hőmozgás, azaz rendkívül magas hőmérséklet kell, ezért csak a csillag központi tartományában, a magban zajlanak. A csillagokban is, mint a Világegyetemben mindenhol a hidrogén a leggyakoribb elem, így életük legnagyobb részében hidrogén atommagokból hélium atommagokat építenek fel. A folyamat során négy proton (azaz négy hidrogén atommag) hoz létre két protonból és két neutronból álló hélium atommagot. A reakció lényege, hogy a négy alkotórész tömege külön-külön nagyobb, mint a keletkezett atommag teljes tömege. A kettő közötti különbség a tömegdefektus, a kötési energia – ez az ami a fúzió során felszabadul.
Többféle energiatermelő folyamat játszódik le a fősorozati csillagok belsejében, összességében három fő folyamatot különböztetünk meg.
Proton-proton ciklus
Ebben a folyamatban első lépésként két proton kapcsolódik össze, ilyenkor egy deutériummag keletkezik, az egyik proton ugyanis egy pozitron és egy neutrínó kibocsátása közben neutronná alakul. Az eltávozó pozitron egyesül egy elektronnal és elektromágneses sugárzás keletkezik. A következő lépésben a deutériummag egy harmadik protonnal találkozik, amelyet magába épít, és He3 izotópot hoz létre elektromágneses sugárzás kibocsátása közben. Ezután általában egy magához hasonló He3 izotóppal lép kölcsönhatásba, és egy négyes tömegszámú héliummag jön létre, két proton felszabadulásával. Egy héliummag keletkezése során 4,1×10-5 erg (26,2 MeV) energiával lesz gazdagabb a csillag.
CNO-ciklus
Ennek során ugyancsak hélium atommagok keletkeznek de szén és nitrogén katalizátor közreműködésével. Egy C12 mag és egy proton ütközésekor elektromágneses sugárzás keletkezik, és egy N13 atommag jön létre. Ez azonban nem stabil, és egy pozitron valamint egy neutrínó kibocsátásával C13 izotóppá alakul. A pozitron elektronnal találkozva sugárzás formájában megsemmisül. A C13 mag egy protonnal való ütközés után N14 maggá alakul elektromágneses sugárzás kibocsátása közben. A nitrogénmag egy további protonnal ütközve instabil O15 maggá alakul, ismét elektromágneses sugárzás kibocsátásával. Ezután az O15 mag N15 magra, és egy pozitronra valamint egy neutrínóra esik szét. Majd az N15 mag protonnal találkozik és C12 mag, valamint He4 keletkezik belőle.
A 3α-folyamat
Amikor a csillag magjában elfogy a hidrogén, és eléri a megfelelő hőmérsékletet (kb. 100 millió K), beindul a hélium fúziója. Ebben a folyamatban három hélium-atommag (α-részecske) egyesül egy szén atommaggá. Valójában először két héliummag ütközésekor létrejön egy 8-as tömegszámú berillium, Be8 .
Ám ez annyira instabil, hogy ha azonnal nem találkozik egy további héliummaggal, akkor elbomlik. Ezért tulajdonképpen három héliummag egyidejű találkozása szükséges a folyamat lezajlásához. Erről kapta a nevét is.
Nehezebb elemek fúziója
Amikor a magból a hélium is elfogy, beindul a nehezebb elemek (szén, oxigén, nitrogén, …) keletkezése. A fúzió legfeljebb (a nagytömegű csillagok esetében) az 56-os tömegszámú vasig tart, Fe56 .
Ekkor a fúzió leáll, mivel a nehezebb elemek egyesülése már nem termel energiát, hanem éppen energiát igényel. A vasnál nehezebb elemek kialakulása csak speciális körülmények között (elsősorban szupernóva-robbanások során) végbemenő neutron-, illetve protonbefogások révén következik be.
Energiatranszport
A csillag belsejében keletkező energia háromféle módon juthat a felszínre: sugárzás, konvekció vagy hővezetés útján. A magfolyamatok során felszabaduló energia rendkívül rövid hullámhosszú elektromágneses sugárzás formájában jelenik meg. A sugárzással szállított energia mennyisége a csillag anyagának átlátszatlanságától (opacitásától) függ. Ha a csillag viszonylag átlátszó a sugárzás szempontjából (azaz opacitása kicsi), a fotonok centiméteres nagyságrendű utat tehetnek meg, azaz hatékonyan tudnak energiát szállítani – így a sugárzási áram nagy. Ha az anyag az elektromágneses sugárzásra nézve eléggé átlátszatlan (azaz opacitása nagy), a fotonok nagyon gyakran elnyelődnek, a sugárzási áram kicsi. A Nap központi részében az anyag ionizált állapotban van, a fotonok nem nyelődnek el vagy sugárzódnak ki elektronok energiaátmenetei során – a felszabaduló energia sugárzás formájában terjed.
Központi csillagunk külső tartományaiban a hőmérséklet már elég alacsony ahhoz, hogy az atommagok elektronokkal rendelkezhessenek, és itt abszorpciós folyamatok játszódnak le – a sugárzás gyakran elnyelődik. Az opacitás értéke olyan nagy lesz, hogy a keletkező sugárzási áram egymaga már nem tudja tovább a felszínre szállítani a bent felszabaduló energiát. A sugárzás elnyelődik, melegíteni kezdi az anyagot, a melegebb csomók pedig emelkedni kezdenek. A forró buborékok felemelkednek, majd amikor lehűlnek visszasüllyednek – ezt nevezik konvekciónak. (A folyamat jellegét tekintve hasonló a tűzhelyen forró folyadékban megfigyelhető jelenséghez.) A konvekciós zóna nagysága és elhelyezkedése a csillag jellemzőitől függ, a benne található anyag a heves mozgás következtében teljes mértékben összekeveredik. Azokban a régiókban, ahol a sugárzásos energia transzport dominál, az anyag összetételében kialakuló különbség megőrződik – azaz a fúziós folyamatok reakciótermékei felhalmozódnak. Az energiaszállítás harmadik módjának, a hővezetésnek csak néhány csillagcsoportnál van gyakorlati jelentősége, például a fehér törpéknél.
Csillagok a fősorozaton
A fősorozati csillagokat jellemzőik alapján csoportokba sorolhatjuk, ezek a jellemzők pedig elsősorban tömegüktől függenek. Minél nagyobb a tömeg, annál magasabb hőmérséklet uralkodik a centrumban és a csillag felszínén. Minél forróbb a felszín, annál rövidebb hullámhossz-tartományban fog az intenzívebben sugározni. A csillagokat energiakibocsátási maximumuk alapján különböző színképosztályokba soroljuk, ezek közül legismertebbek az O B A F G K M színképosztályok. A skála O felé eső vége a nagytömegű, magas felületi hőmérsékletű csillagokat tartalmazza. Az O csillagok átmérője közel 10-szerese a Napénak, felszíni hőmérsékletük néhány 10 ezer K. Sugárzásuk nagyrésze így az ultraibolya hullámhosszakra esik, amelyhez az optikai tartományból a kék van közel – ezek a csillagok kékes színűek. A színképosztályok között jobbra haladva fokozatosan csökken a tömeg, a méret és a hőmérséklet, a szín pedig egyre vörösebbé válik. (A Nap G2-es csillag, felszíni hőmérséklete 6000 K.) Az M színképtípusú csillagok felszíni hőmérséklete már „csak” 3000 K körüli, átmérőjük 0,7-0,9-e a Napénak. Az O B csillagokat tradicionális okokból korai, a K M csillagokat késői színképosztályúaknak nevezzük. A csillagok tengelyforgási sebességében is tendenciát lehet megfigyelni a színképosztályoknak megfelelően: a nagytömegű csillagok forgása gyors, a kisebb tömegűeké lassabb. (Elképzelhető, hogy a kisebb tömegűeknél a bolygórendszer keletkezése „viszi el” az impulzusmomentum egy részét.) A csillagok alsó tömeghatára 0,08 naptömeg körüli. Ennél kisebb tömegű objektumok belsejében már nem alakul ki olyan nyomás és hőmérséklet, hogy a fősorozati csillagokra jellemző fúziós reakciókkal energiát termeljenek. Az ilyen égitesteket barna törpéknek nevezik, számuk valószínűleg rendkívül nagy. (Már több alkalommal készültek olyan megfigyelések, melyek barna törpék létére utaltak, ezek azonban további megerősítésre szorulnak.) Kialakulásuk, összehúzódásuk után néhány egyszerűbb fúziós reakció még lejátszódhat belsejükben, de életük nagyrészében nem rendelkeznek fúziós energiatermelő folyamatokkal – hatalmas gázbolygókra hasonlíthatnak.
A csillagok fejlődése a fősorozat után
Kis tömegű csillagok fejlődése a fősorozat után
A fősorozati csillagok magjában lévő hidrogén atommagok hélium atommagokká történő átalakulása után létrejön egy tisztán héliumból álló mag, melyet egy hidrogénből álló, vékony héj vesz körül. Mivel a magbeli hőmérséklet még nem elég magas ahhoz, hogy a hélium atommagok fúziója beinduljon, ezért a centrumban leáll az energiatermelés.
A magbeli energiatermelés leállása miatt a csillag magjában a nyomás csökkenni kezd. Ez a mag belsejében uralkodó hidrosztatikai egyensúly megbomlásához vezet és a csillag magja gravitációs összehúzódásba kezd. A kisugárzódó gravitációs energia felmelegíti a vékony hidrogénburkot annyira, hogy ott beindulhat a magfúzió – ekkor a csillag eléri az ún. szubóriás állapotot. A csillag azonban továbbra sincs sugárzási egyensúlyban, ezért előbb lassan, majd gyorsabban mozog a vörös óriáság (Red Giant Branch, RGB) felé.
A héliumból álló mag a hőmérséklet-növekedés hatására gyorsuló ütemben zsugorodik, majd összezuhan. Ez tovább fűti a H-héjat, az energiatermelés felgyorsul, a megnövekvő központi hőmérséklet hatására a csillag nagy mértékben tágul. A tágulás hatására a csillag külső tartományai hűlni kezdenek, létrejön a vörös óriás állapot. Ez az egyensúlyi helyzet a héliumfúzió beindulásáig tart. A kistömegű (< 3 naptömeg) csillagok vörös óriás fázisának végén a mag még a héliumégés előtt ún. elfajult (degenerált) állapotba kerül (így a nyomás nem függ a hőmérséklettől). A hirtelen felszabaduló energia robbanásszerűen indítja be az újabb és újabb fúziókat (ez az ún. He-flash vagy He-villanás).
Ezután a csillag összehúzódik és a horizontális ágra (Horizontal Branch, HB) kerül, ami a vörös óriás állapothoz képest magasabb hőmérsékletet (a HRD-n a kék irányba való eltolódást) jelent. A csillag magjának degeneráltsága az emelkedő hőmérséklet hatására megszűnik, a He-fúzió szabályozottá válik, új egyensúlyi helyzet áll be. Az energiatermelés kettős, a magbeli héliumégés mellett a mag körüli héjban hidrogénfúzió zajlik.
A magbeli hőmérséklet növekedése miatt a csillag külső részei nagy mértékben tágulnak, ami lehűléshez vezet; a csillag a HRD-n az ún. aszimptotikus óriáságra (Asymptotic Giant Branch, AGB) kerül. A héliumfúzió eredményeként egy idő után az összes magbeli hélium szénné és oxigénné alakul. Ekkor ismét leáll a fúzió, a mag pedig zsugorodásba kezd; de kis tömegű objektumról lévén szó, a zsugorodás már nem szolgáltat annyi energiát, hogy a hőmérséklet elérje a további fúziós folyamatok beindulásához szükséges küszöbértéket, azaz a magban végleg leáll az energiatermelés (a külsőbb héjakban még egy ideig zajlik a H- és He-fúzió). A csillag fokozatosan veszít tömegéből, a ledobódó anyagból alakul ki az ún. planetáris köd. A héjbeli üzemanyag elfogyása és a nagymértékű anyagvesztés után a csillagból gyakorlatilag csak az inaktív mag marad – ez az ún. fehér törpe állapot. Az elméletek alapján az objektum évmilliárdok alatt teljesen kihűl és ún. fekete törpe lesz belőle.
Nagy tömegű csillagok fejlődése a fősorozat után
A nagy tömegű csillagok jóval gyorsabban felélik magbeli hidrogénkészletüket, mint kisebb tömegű társaik. Egy a Napnál 15-ször nehezebb fősorozati csillag kb. 10000-szer fényesebb központi csillagunknál, és a magátalakulások kb. 670-szer gyorsabban mennek végbe benne. Mikor a magban lecsökken a hidrogén-atommagok mennyisége, a fúzió lelassul, és a mag zsugorodni kezd.
A felszabaduló gravitációs energia felmelegíti a magot körülvevő héjat, ahol beindul a hidrogén fúziója. Ennek hatására a csillag burka tágulni kezd és még a vörös óriásoknál is nagyobb méretű lesz. Az ebben az állapotban lévő csillagokat vörös szuperóriásoknak nevezzük.
A csillag magjában közben egyre növekszik a hőmérséklet és fokozatosan beindul a nehezebb elemek fúziója (a héliumé kb. 100 millió K, a széné kb. 500 millió K esetén), egészen az 56-os tömegszámú vasig. Közben a hidrogént tartalmazó héj egyre kijjebb kerül, míg belül egymást követik a nehezebb elemeket tartalmazó héjak. A csillag szerkezete egy hagymához hasonlítható, ahol a centrumban a vas található, az azt körülvevő héjakat az egyre könnyebb szilícium-, oxigén-, neon-, oxigén- és végül szénmagok túlsúlya jellemzi. A két legkülső réteg a hélium- és a hidrogénhéj.
A vasnál nehezebb elemek ilyen módon már nem tudnak létrejönni, mivel ezeknek az elemeknek a fúziója már nem energiatermelő folyamat. Az egyre nehezebb elemek átalakulása egyre rövidebb ideig tart: míg egy 10 naptömegű csillagban a hidrogén fúziója kb. 10 millió évet vesz igénybe, addig ugyanez a csillag szilíciumkészletét kb. 2 nap alatt éli fel teljesen.
Mikor az energiatermelés megszűnik, a csillag zsugorodni kezd. Anyaga elfajulttá válik, de a nagy tömeg (M > 1,4 naptömeg) miatt a zsugorodást még az elfajult anyag nyomása sem tudja megállítani. A csillag centrumához közeli területek gyorsabban zuhannak a középpont felé, mint a külső részek.
Ez azt eredményezi, hogy a csillag két részre válik: egy gyorsan zsugorodó mag és a mag felé zuhanó héj. A magban akkora lesz a sűrűség, hogy a protonokat és elektronokat összepréseli neutronokká. Ezen a ponton az összehúzódás hirtelen megáll és a behulló héj gyakorlatilag visszapattan a hirtelen megkeményedő magról. A visszapattanó anyag lökéshullámot kelt a behulló héjban, ami leveti a csillag külső burkát. Ekkor a csillag fényessége hirtelen óriásira növekszik, majd lassan halványul. Ezt a jelenséget II-es típusú szupernóva-robbanásnak nevezzük. A visszamaradó igen sűrű csillagmag tömegétől függően neutroncsillaggá (kb. 8–15 naptömegnyi kezdeti csillagtömeg esetén) vagy fekete lyukká válik (M > 15 naptömeg).
A nagyon nagy tömegű csillagok esetében előfordul, hogy külső rétegeiket még a végső magösszeomlás előtt ledobják – ekkor a robbanás kissé másképp zajlik le, és (attól függően, hogy csak a hidrogénréteg, vagy a hidrogén- és a héliumréteg is ledobódott-e) I/b vagy I/c típusú szupernóva-robbanásként osztályozzuk.