Stjerner består primært af brint og heliumgasser. De varierer dramatisk i størrelse, lysstyrke og temperatur og lever i milliarder af år og går over flere faser. Vores egen sol er en typisk stjerne, en af hundreder af milliarder, der strøer Mælkevejen.
En stjernes livscyklus består af et antal veldefinerede stadier.
Fødsel
Stjerner er født i store galaktiske ”planteskoler” kaldet tåger, et latinsk ord, der betyder sky. Tåger er tætte skyer af støv og gas, der kan give anledning til hundreder af stjerner. I nogle områder af en tåge samles gas og støv som klumper.
En ny stjerne opstår, når en af disse klumper akkumulerer så meget masse, at den kollapser under kraften af sin egen tyngdekraft. Den øgede tæthed af den kondenserende sky får dens temperatur til at stige markant. Til sidst bliver temperaturen så høj, at nuklear fusion opstår og danner en "spædbarn" stjerne kaldet en protostjerne.
Vigtigste sekvensstjerner
Når en protostjerne har samlet nok masse fra de omgivende gas- og støvskyer, bliver den en hovedsekvensstjerne. Hovedsekvensstjerner smelter sammen brintatomer for at skabe helium i en proces kendt som nuklear fusion. Stjerner kan eksistere i dette stadium i milliarder af år. Vores sol er i øjeblikket i sin hovedsekvensfase.
En stjernes lysstyrke afhænger stærkt af dens masse. Jo mere massiv en hovedsekvensstjerne er, jo mere lysstyrke udviser den. Farven på en hovedsekvensstjerne er en indikation af stjernens temperatur. Varmere stjerner vises blå eller hvide, og køligere stjerner ser røde eller orange ud. Massen af en stjerne vil også påvirke dens levetid. Jo mere masse en stjerne har, jo kortere bliver dens levetid.
Røde kæmper
Efter brænding i milliarder af år vil en hovedsekvensstjerne til sidst udtømme sin brændstoftilførsel, da størstedelen af dens brint omdannes til helium gennem kernefusion. På dette tidspunkt i en stjernes livscyklus får det overskydende helium stjernens temperatur til at stige. Når dette sker, vil stjernen udvide sig til at blive en rød kæmpe.
Røde giganter er knallrøde i farve. De er også større og meget mere lysende end hovedrækkefølge stjerner. Da den røde kæmpes kerne fortsætter med at kollapse under tyngdekraften, bliver den tæt nok til at omdanne sin resterende heliumforsyning til kulstof. Dette sker over en periode på cirka 100 millioner år, indtil det er tid for stjernen at dø. Ligesom masse vil diktere en stjernes lysstyrke, vil den også bestemme, hvordan en stjerne dør.
Hvide dværge
Hovedsekvensstjerner, der har lavere masser, bliver i sidste ende hvide dværge. Når en rød kæmpe har brændt igennem sin heliumforsyning, mister stjernen masse. Den resterende kerne af kulstof fortsætter med at køle ned og falde i lysstyrke over milliarder af år, indtil den bliver en hvid dværg.
Til sidst vil den hvide dværgstjerne ophøre med at producere energi helt og blive mørkere for at blive en sort dværg. Hvide dværgstjerner er mindre, tættere og mindre lysende end røde kæmpestjerner. Tætheden af hvide dværgstjerner er så stor, at en simpel ske af hvidt dværgmateriale ville veje flere tons.
Supernovaer
Hovedsekvensstjerner, der har højere masser, er bestemt til at dø i dramatiske og voldsomme eksplosioner kaldet supernovaer. Når disse stjerner er brændt gennem deres heliumforsyning, omdannes den resterende kulstofkerne til sidst til jern. Denne jernkerne kollapser derefter under sin egen vægt, indtil den når et punkt, hvor stof begynder at hoppe af overfladen.
Når dette sker, opstår der en massiv eksplosion, der vil generere en strålende lysglimt, der undertiden kan svare til lysstyrken i en hel stjernegalakse. Under nogle supernovaeksplosioner vil protoner og elektroner kombineres for at danne neutroner. Dette fører igen til dannelsen af ekstremt tætte stjerner kaldet neutronstjerner.