Tähdet, kuten aurinko, ovat suuria plasmapalloja, jotka väistämättä täyttävät ympäröivän tilan valolla ja lämmöllä. Tähtiä on useita massoja, ja massa määrittää kuinka kuuma tähti palaa ja kuinka se kuolee. Raskaat tähdet muuttuvat supernooviksi, neutronitäheiksi ja mustiksi aukkoiksi, kun taas keskimääräiset tähdet, kuten aurinko, päättävät elämänsä valkoisena kääpiönä, jota ympäröi katoava planeettasumu. Kaikki tähdet seuraavat kuitenkin suunnilleen samaa seitsemän vaiheen perustasoa, alkaen kaasupilvestä ja päättyen tähtijäämänä.
TL; DR (liian pitkä; Ei lukenut)
Painovoima muuttaa kaasu- ja pölypilvistä prototähtiä. Prototähdestä tulee pääsekvenssitähti, joka lopulta loppuu polttoaineesta ja romahtaa enemmän tai vähemmän voimakkaasti massastaan riippuen.
Jättiläinen kaasupilvi
Tähti aloittaa elämänsä suurena kaasupilvenä. Lämpötila pilven sisällä on riittävän alhainen molekyylien muodostamiseksi. Jotkut molekyylit, kuten vety, syttyvät ja antavat tähtitieteilijöiden nähdä ne avaruudessa. Orion-järjestelmän Orion-pilvikompleksi toimii läheisenä esimerkkinä tähdestä tässä elämänvaiheessa.
Protostar on vauvan tähti
Kun molekyylipilven kaasupartikkelit törmäävät toisiinsa, syntyy lämpöenergiaa, joka sallii lämpimän molekyylipalan muodostumisen kaasupilveen. Tätä kokoa kutsutaan Protostariksi. Koska Protostars ovat lämpimämpiä kuin muut molekyylipilven materiaalit, nämä muodostumat voidaan nähdä infrapunanäkymällä. Molekyylipilven koosta riippuen useat Protostars-tähdet voivat muodostua yhdeksi pilveksi.
T-Tauri-vaihe
T-Tauri-vaiheessa nuori tähti alkaa tuottaa voimakkaita tuulia, jotka työntävät ympäröivät kaasut ja molekyylit pois. Tämä antaa muodostuvan tähden tulla näkyviin ensimmäistä kertaa. Tutkijat voivat havaita tähden T-Tauri-vaiheessa ilman infrapuna- tai radioaaltoja.
Pääsekvenssitähdet
Lopulta nuori tähti saavuttaa hydrostaattisen tasapainon, jossa sen painovoima puristuu tasapainossa ulospäin suuntautuvan paineen kanssa, mikä antaa sille kiinteän muodon. Tähdestä tulee sitten pääjärjestystähti. Se viettää 90 prosenttia elämästään tässä vaiheessa, fuusioimalla vetymolekyylit ja muodostaen heliumia ytimeen. Aurinkokuntamme aurinko on tällä hetkellä päävaiheessaan.
Laajennus Red Giantiksi
Kun kaikki tähden ytimessä oleva vety on muuttunut heliumiksi, ydin romahtaa itsensä aiheuttaen tähden laajenemisen. Laajentuessaan siitä tulee ensin alijätti-tähti, sitten punainen jättiläinen. Punaisilla jättiläisillä on viileämpi pinta kuin pääsekvenssitähdillä; ja tämän vuoksi ne näyttävät punaisilta eikä keltaisilta. Jos tähti on tarpeeksi massiivinen, siitä voi tulla tarpeeksi suuri luokiteltavaksi superjätti.
Raskaampien elementtien fuusio
Laajentuessaan tähti alkaa fuusioida heliummolekyylit ytimessään, ja tämän reaktion energia estää ydintä romahtamasta. Kun heliumfuusio päättyy, ydin kutistuu ja tähti alkaa sulattaa hiiltä. Tämä prosessi toistuu, kunnes rauta alkaa näkyä ytimessä. Rautafuusio absorboi energiaa, joten raudan läsnäolo aiheuttaa ytimen romahtamisen. Jos tähti on tarpeeksi massiivinen, leviäminen luo supernovan. Pienemmät tähdet, kuten aurinko, supistuvat rauhallisesti valkoisiksi kääpiöiksi, kun taas niiden ulkokuoret säteilevät planeetan sumuina.
Supernovat ja planeettasumut
Supernovan räjähdys on yksi maailmankaikkeuden kirkkaimmista tapahtumista. Suurin osa tähden materiaalista puhalletaan avaruuteen, mutta ydin imeytyy nopeasti neutronitähdeksi tai yksinäisyydeksi, joka tunnetaan mustana aukkona. Vähemmän massiiviset tähdet eivät räjähdä näin. Heidän sydämensä supistuvat pieniksi, kuumiksi tähdiksi, joita kutsutaan valkoisiksi kääpiöiksi, samalla kun ulompi materiaali kulkeutuu pois. Aurinkoa pienemmillä tähdillä ei ole tarpeeksi massaa palamaan muulla kuin punaisella hehkulla pääjaksonsa aikana. Nämä punaiset kääpiöt, joita on vaikea havaita, mutta jotka voivat olla siellä yleisimpiä tähtiä, voivat palaa biljoonia vuosia. Tähtitieteilijät epäilevät, että jotkut punaiset kääpiöt ovat olleet pääjärjestyksessään pian Ison räjähdyksen jälkeen.
