Når du kigger op på nattehimlen og ser stjernerne blinkende, tror du måske, at de aldrig ændrer sig, og de har ikke meget at gøre med dig. I virkeligheden ændrer de sig markant - men over millioner til milliarder år. Stjerner dannes, de bliver ældre, og de ændrer sig i cyklusser. Ved at studere stjernernes livscyklus kan du blive bedre fortrolig med stofdannelsens natur og den proces, vores egen sol gennemgår.
Tidligt liv
Alle stjerner har lignende livsfaser, indtil stjernen når den rød-gigantiske fase. Da gassen i en tåge kondenserer, danner den en protostjerne. Til sidst når temperaturen cirka 15 millioner grader, og fusionen starter. Stjernen begynder at lyse stærkt og trækker sig sammen. Det er nu en stjerne, der vil skinne i millioner til milliarder år. Når stjernen ældes, omdanner den brint til helium i sin kerne ved fusionsprocessen. Når brintforsyningen løber ud, bliver stjernens kerne ustabil og trækker sig sammen, når den ydre skal udvides. Når det afkøles og udvides på denne måde, begynder det at lyse rødt. På dette tidspunkt har stjernen nået den rød-gigantiske fase.
Stjerner med lav masse
Stjerner, der er ca. 10 gange størrelsen på solen eller mindre, kaldes stjerner med lav masse. Efter at helium er smeltet sammen med kulstof, kollapser stjernens kerne igen. Når den trækker sig sammen, blæses den ydre del af stjernen udad. Dette danner en planetarisk tåge. Efterhånden som den køler ned, udgør stjernens kerne en hvid dværg. Efterhånden som det køler ned, kan det danne det, der er kendt som en sort dværg.
Højmasse stjerner
Når større stjerner når den rød-gigantiske fase, stiger deres temperatur, når helium smeltes sammen med kulstof. Kernetemperaturen stiger med fusionsdannende ilt, nitrogen og jern. Når stjernekernen omdannes til jern, ophører fusionen. Jern er for stabilt, og det kræver mere energi at smelte jern, end det frigøres. Når fusionen stopper, kollapser stjernen. Temperaturerne overstiger 100 milliarder grader, og de ekspansive kræfter overvinder de kontraherende. Hjertet af stjernen eksploderer udad for at danne en eksplosion kendt som en supernova. Da denne eksplosion rives gennem stjernens ydre skaller, opstår der fusion igen. Gennem denne frigivelse af energi skaber supernovaen tunge elementer. Hvis resten af eksplosionen er større end 1,4 til tre solmasser, bliver den en neutronstjerne. Hvis det drejer sig om tre solmasser, slutter stjernen sit liv som et sort hul.
Solen
Solen er en stjerne med lav masse. Det blev skabt af kondenserende gas og støv i en tåge for omkring 4,5 milliarder år siden. Om cirka fem milliarder år bliver den til en rød kæmpe og omslutter alle de indre planeter, inklusive jorden. Det bliver til sidst en hvid-dværgstjerne.