Tādas zvaigznes kā saule ir lielas plazmas bumbiņas, kas neizbēgami piepilda apkārtējo telpu ar gaismu un siltumu. Zvaigznes ir dažādās masās, un masa nosaka, cik karsti zvaigzne degs un kā tā mirs. Smagās zvaigznes pārvēršas par supernovām, neitronu zvaigznēm un melnajiem caurumiem, turpretī vidusmēra zvaigznes, piemēram, saule, dzīvi izbeidz kā baltais punduris, kuru ieskauj pazūd planētas miglājs. Visas zvaigznes tomēr ievēro aptuveni to pašu septiņu pakāpju dzīves ciklu, sākot kā gāzes mākoni un beidzot kā zvaigžņu paliekas.
TL; DR (pārāk ilgi; Nelasīju)
Gravitācija gāzes un putekļu mākoņus pārvērš par protostariem. Protostar pārvēršas par galveno sērijas zvaigzni, kurai galu galā beidzas degviela un vairāk vai mazāk spēcīgi sabrūk, atkarībā no tās masas.
Milzīgs gāzes mākonis
Zvaigzne dzīvi sāk kā liels gāzes mākonis. Temperatūra mākoņa iekšienē ir pietiekami zema, lai veidotos molekulas. Dažas molekulas, piemēram, ūdeņradis, iedegas un ļauj astronomiem tās redzēt kosmosā. Orion mākoņu komplekss Orion sistēmā kalpo kā tuvs zvaigznes piemērs šajā dzīves posmā.
Protostar ir zīdaiņu zvaigzne
Gāzes daļiņām molekulārajā mākonī saskrienoties, rodas siltuma enerģija, kas ļauj gāzes mākonī veidoties siltai molekulu daļai. Šo puduri sauc par Protostar. Tā kā Protostars ir siltāks nekā citi materiāli molekulu mākonī, šos veidojumus var redzēt ar infrasarkano redzi. Atkarībā no molekulas mākoņa lieluma vienā mākonī var veidoties vairāki Protostars.
T-Tauri fāze
T-Tauri stadijā jauna zvaigzne sāk radīt spēcīgu vēju, kas izstumj apkārtējo gāzi un molekulas. Tas ļauj veidojošajai zvaigznei kļūt redzamai pirmo reizi. Zinātnieki var pamanīt zvaigzni T-Tauri posmā bez infrasarkanajiem vai radioviļņiem.
Galvenās sērijas zvaigznes
Galu galā jaunā zvaigzne sasniedz hidrostatisko līdzsvaru, kurā tās gravitācijas saspiešanu līdzsvaro ārējais spiediens, piešķirot tai stabilu formu. Tad zvaigzne kļūst par galveno sērijas zvaigzni. Šajā posmā tas pavadīs 90 procentus savas dzīves, sapludinot ūdeņraža molekulas un veidojot hēliju tās kodolā. Mūsu Saules sistēmas saule šobrīd atrodas galvenajā secības fāzē.
Paplašināšanās Red Giant
Kad viss ūdeņradis zvaigznes kodolā ir pārveidots par hēliju, serde sabrūk pati par sevi, izraisot zvaigznes izplešanos. Paplašinoties, tā vispirms kļūst par apakšgiganta zvaigzni, pēc tam par sarkanu gigantu. Sarkanajiem milžiem ir vēsāka virsma nekā galvenās kārtas zvaigznēm; un tāpēc tie drīzāk parādīsies sarkani, nevis dzelteni. Ja zvaigzne ir pietiekami masīva, tā var kļūt pietiekami liela, lai to varētu klasificēt kā supergigantu.
Smagāku elementu saplūšana
Paplašinoties, zvaigzne sāk sapludināt hēlija molekulas savā kodolā, un šīs reakcijas enerģija novērš kodola sabrukšanu. Kad hēlija saplūšana beidzas, serde saraujas, un zvaigzne sāk kausēt oglekli. Šis process atkārtojas, līdz dzelzs sāk parādīties kodolā. Dzelzs saplūšana absorbē enerģiju, tāpēc dzelzs klātbūtne izraisa kodola sabrukumu. Ja zvaigzne ir pietiekami masīva, implozija rada supernovu. Mazākas zvaigznes, piemēram, saule, mierīgi saraujas baltos punduros, kamēr to ārējie apvalki izstaro kā planētu miglāji.
Supernovas un planētu miglāji
Supernovas sprādziens ir viens no spilgtākajiem notikumiem Visumā. Lielākā daļa zvaigznes materiāla tiek izpūstas kosmosā, bet kodols ātri ieplūst neitronu zvaigznē vai vienskaitlī, kas pazīstams kā melna caurums. Mazāk masīvas zvaigznes šādi nesprāgst. Viņu serdeņi saraujas sīkās, karstās zvaigznēs, kuras dēvē par baltiem punduriem, kamēr ārējais materiāls attālinās. Zvaigznēm, kas mazākas par sauli, nav pietiekami daudz masas, lai to galvenās kārtas laikā dedzinātu ar kaut ko citu, izņemot sarkanu mirdzumu. Šie sarkanie punduri, kurus ir grūti pamanīt, bet kas tur var būt visizplatītākās zvaigznes, var sadedzināt triljoniem gadu. Astronomiem ir aizdomas, ka daži sarkanie punduri ir bijuši viņu galvenajā secībā kopš neilgi pēc Lielā sprādziena.