Stjerner som solen er store kugler af plasma, der uundgåeligt fylder rummet omkring dem med lys og varme. Stjerner kommer i forskellige masser, og massen bestemmer, hvor varm stjernen vil brænde, og hvordan den vil dø. Tunge stjerner bliver til supernovaer, neutronstjerner og sorte huller, mens gennemsnitlige stjerner som solen slutter livet som en hvid dværg omgivet af en forsvindende planetarisk tåge. Alle stjerner følger dog omtrent den samme grundlæggende syv-trins livscyklus, der starter som en gassky og slutter som en stjerneresten.
TL; DR (for lang; Har ikke læst)
Tyngdekraften forvandler skyer af gas og støv til protostjerner. En protostjerne bliver til en hovedsekvensstjerne, der til sidst løber tør for brændstof og kollapser mere eller mindre voldsomt afhængigt af dens masse.
En kæmpe gassky
En stjerne begynder livet som en stor sky af gas. Temperaturen inde i skyen er lav nok til, at der dannes molekyler. Nogle af molekylerne, såsom brint, lyser op og tillader astronomer at se dem i rummet. Orion Cloud Complex i Orion-systemet fungerer som et nærliggende eksempel på en stjerne i denne livsfase.
En protostar er en babystjerne
Når gaspartiklerne i den molekylære sky løber ind i hinanden, oprettes varmeenergi, som tillader, at der dannes en varm klump af molekyler i gasskyen. Denne klump kaldes en Protostar. Da protostjerner er varmere end andet materiale i molekylskyen, kan disse formationer ses med infrarødt syn. Afhængig af størrelsen på molekylskyen kan flere protostjerner dannes i en sky.
T-Tauri-fasen
I T-Tauri-scenen begynder en ung stjerne at producere stærke vinde, der skubber den omgivende gas og molekyler væk. Dette gør det muligt for den formende stjerne at blive synlig for første gang. Forskere kan få øje på en stjerne i T-Tauri-scenen uden hjælp af infrarøde eller radiobølger.
Vigtigste sekvensstjerner
Til sidst når den unge stjerne hydrostatisk ligevægt, hvor dens kompression af tyngdekraften afbalanceres af dets udadgående tryk og giver den en solid form. Stjernen bliver derefter en hovedsekvensstjerne. Det vil tilbringe 90 procent af sit liv på dette stadium ved at smelte brintmolekyler og danne helium i sin kerne. Solen i vores solsystem er i øjeblikket i sin hovedsekvensfase.
Udvidelse til Red Giant
Når alt brint i stjernens kerne er omdannet til helium, kollapser kernen på sig selv og får stjernen til at ekspandere. Efterhånden som den udvides, bliver den først en underkæmpestjerne, derefter en rød kæmpe. Røde kæmper har køligere overflader end hovedrække stjerner; og på grund af dette vil de fremstå som røde i stedet for gule. Hvis stjernen er massiv nok, kan den blive stor nok til at blive klassificeret som en superkæmpe.
Fusion af tungere elementer
Når den udvides, begynder stjernen at smelte heliummolekyler i sin kerne, og energien i denne reaktion forhindrer kernen i at kollapse. Når heliumfusionen slutter, krymper kernen, og stjernen begynder at smelte kulstof. Denne proces gentages, indtil jern begynder at dukke op i kernen. Jernfusion absorberer energi, så tilstedeværelsen af jern får kernen til at kollapse. Hvis stjernen er massiv nok, skaber implosionen en supernova. Mindre stjerner som solen trækkes fredeligt ind i hvide dværge, mens deres ydre skaller stråler væk som planetariske tåger.
Supernovaer og planetariske tåger
En supernovaeksplosion er en af de lyseste begivenheder i universet. Det meste af stjernens materiale blæses ind i rummet, men kernen imploderer hurtigt i en neutronstjerne eller en singularitet kendt som et sort hul. Mindre massive stjerner eksploderer ikke sådan. Deres kerner trækker sig sammen i små, varme stjerner kaldet hvide dværge, mens det ydre materiale glider væk. Stjerner, der er mindre end solen, har ikke nok masse til at brænde med andet end en rød glød under deres hovedsekvens. Disse røde dværge, som er svære at få øje på, men som kan være de mest almindelige stjerner derude, kan brænde i billioner af år. Astronomer har mistanke om, at nogle røde dværge har været i deres hovedsekvens siden kort efter Big Bang.
