Звезди като слънцето са големи топчета плазма, които неизбежно запълват пространството около тях със светлина и топлина. Звездите се предлагат в различни маси и масата определя колко горещо ще изгори звездата и как ще умре. Тежките звезди се превръщат в супернови, неутронни звезди и черни дупки, докато средните звезди като слънцето завършват живота си като бяло джудже, заобиколено от изчезваща планетарна мъглявина. Всички звезди обаче следват приблизително един и същ основен седемстепенен жизнен цикъл, започвайки като газов облак и завършвайки като звезден остатък.
TL; DR (твърде дълго; Не прочетох)
Гравитацията превръща облаците от газ и прах в протозвезди. Протозвездата се превръща в звезда от главната последователност, която в крайна сметка изчерпва горивото и се срутва повече или по-малко силно, в зависимост от нейната маса.
Гигантски облак от газ
Звездата започва живота като голям облак от газ. Температурата в облака е достатъчно ниска, за да се образуват молекули. Някои от молекулите, като водород, светват и позволяват на астрономите да ги видят в космоса. Облачният комплекс Орион в системата Орион служи като близък пример за звезда в този етап от живота.
Протозвездата е бебешка звезда
Тъй като газовите частици в молекулярния облак се сблъскват една с друга, се създава топлинна енергия, която позволява в газовия облак да се образува топла буца от молекули. Тази група е посочена като Protostar. Тъй като Protostars са по-топли от други материали в молекулния облак, тези образувания могат да се видят с инфрачервено зрение. В зависимост от размера на молекулния облак няколко протозвезди могат да се образуват в един облак.
Фазата на T-Tauri
В стадия T-Tauri млада звезда започва да произвежда силни ветрове, които отблъскват околните газове и молекули. Това позволява на образуващата се звезда да стане видима за първи път. Учените могат да забележат звезда в стадия Т-Таури без помощта на инфрачервени или радиовълни.
Звезди от главната последователност
В крайна сметка младата звезда достига хидростатично равновесие, при което нейното гравитационно компресиране се балансира от външното си налягане, придавайки й солидна форма. След това звездата се превръща в звезда от основната последователност. Той ще прекара 90 процента от живота си на този етап, сливайки молекулите на водорода и образувайки хелий в сърцевината си. Слънцето на нашата слънчева система в момента е в основната си фаза на последователност.
Разширяване в Red Giant
След като целият водород в ядрото на звездата се превърне в хелий, ядрото се срутва върху себе си, което кара звездата да се разширява. С разширяването си първо се превръща в подгигантска звезда, след това в червен гигант. Червените гиганти имат по-студени повърхности от звездите от главната последователност; и поради това те ще изглеждат по-скоро червени, отколкото жълти. Ако звездата е достатъчно масивна, тя може да стане достатъчно голяма, за да бъде класифицирана като супергигант.
Сливане на по-тежки елементи
Когато се разширява, звездата започва да слива хелиеви молекули в ядрото си и енергията на тази реакция предотвратява срив на ядрото. След като хелиевият синтез приключи, ядрото се свива и звездата започва да слее въглерод. Този процес се повтаря, докато желязото започне да се появява в сърцевината. Сливането на желязо абсорбира енергията, така че наличието на желязо кара сърцевината да се срути. Ако звездата е достатъчно масивна, имплозията създава свръхнова. По-малки звезди като слънцето се свиват мирно в бели джуджета, докато външните им черупки се излъчват като планетни мъглявини.
Свръхнови и планетарни мъглявини
Експлозията на свръхнова е едно от най-ярките събития във Вселената. По-голямата част от материала на звездата се издухва в космоса, но ядрото имплодира бързо в неутронна звезда или сингулярност, известна като черна дупка. По-малко масивните звезди не експлодират по този начин. Техните ядра се свиват в малки, горещи звезди, наречени бели джуджета, докато външният материал се отдалечава. Звездите, по-малки от слънцето, нямат достатъчно маса, за да изгорят с нещо друго, освен с червено сияние по време на основната си последователност. Тези червени джуджета, които е трудно да се забележат, но които може да са най-често срещаните звезди там, могат да изгорят в продължение на трилиони години. Астрономите подозират, че някои червени джуджета са в основната им последователност малко след Големия взрив.