Stjerner som solen er store plasmakuler som uunngåelig fyller rommet rundt dem med lys og varme. Stjerner kommer i en rekke masser, og masse bestemmer hvor varm stjernen vil brenne og hvordan den vil dø. Tunge stjerner blir til supernovaer, nøytronstjerner og sorte hull, mens gjennomsnittlige stjerner som solen slutter livet som en hvit dverg omgitt av en planetarisk tåke som forsvinner. Alle stjerner følger imidlertid omtrent den samme grunnleggende syv-trinns livssyklusen, og starter som en gasssky og ender som en stjerne rest.
TL; DR (for lang; Leste ikke)
Gravity gjør skyer av gass og støv til protostjerner. En protostjerne blir til en hovedsekvensstjerne som til slutt går tom for drivstoff og kollapser mer eller mindre voldsomt, avhengig av massen.
En gigantisk gasssky
En stjerne begynner livet som en stor sky av gass. Temperaturen inne i skyen er lav nok til at molekyler kan dannes. Noen av molekylene, som hydrogen, lyser opp og lar astronomer se dem i rommet. Orion Cloud Complex i Orion-systemet fungerer som et nærliggende eksempel på en stjerne i dette livsfasen.
En Protostar er en babystjerne
Når gasspartiklene i molekylskyen renner inn i hverandre, opprettes varmeenergi, som gjør det mulig å danne seg en varm klump av molekyler i gasskyen. Denne klumpen blir referert til som en Protostar. Siden protostjerner er varmere enn annet materiale i molekylskyen, kan disse formasjonene sees med infrarød visjon. Avhengig av størrelsen på molekylskyen, kan flere protostjerner dannes til en sky.
T-Tauri-fasen
I T-Tauri-scenen begynner en ung stjerne å produsere sterk vind, som skyver bort den omkringliggende gassen og molekylene. Dette gjør at den formende stjernen blir synlig for første gang. Forskere kan få øye på en stjerne i T-Tauri-scenen uten hjelp av infrarøde eller radiobølger.
Main Sequence Stars
Til slutt når den unge stjernen hydrostatisk likevekt, hvor dens tyngdekraftkompresjon balanseres av det ytre trykket og gir den en solid form. Stjernen blir da en hovedsekvensstjerne. Den vil bruke 90 prosent av livet sitt på dette stadiet, smelte hydrogenmolekyler og danne helium i kjernen. Solen i vårt solsystem er for tiden i sin hovedsekvensfase.
Utvidelse til Red Giant
Når alt hydrogenet i stjernens kjerne er omgjort til helium, kollapser kjernen på seg selv og får stjernen til å ekspandere. Når den utvides, blir den først en underkjempestjerne, deretter en rød kjempe. Røde giganter har kjøligere overflater enn hovedsekvensstjerner; og på grunn av dette vil de fremstå som røde i stedet for gule. Hvis stjernen er massiv nok, kan den bli stor nok til å bli klassifisert som en superkjempe.
Fusjon av tyngre elementer
Når den utvides, begynner stjernen å smelte heliummolekyler i kjernen, og energien i denne reaksjonen forhindrer at kjernen kollapser. Når heliumfusjonen er avsluttet, krymper kjernen, og stjernen begynner å smelte karbon. Denne prosessen gjentas til jern begynner å vises i kjernen. Jernfusjon absorberer energi, så tilstedeværelsen av jern får kjernen til å kollapse. Hvis stjernen er massiv nok, skaper implosjonen en supernova. Mindre stjerner som solen trekker seg fredelig inn i hvite dverger mens deres ytre skjell stråler bort som planetariske tåker.
Supernovaer og planetariske tåker
En supernovaeksplosjon er en av de lyseste hendelsene i universet. Det meste av stjernens materiale blåses ut i rommet, men kjernen imploderer raskt i en nøytronstjerne eller en egenart kjent som et svart hull. Mindre massive stjerner eksploderer ikke slik. Kjernene deres trekker seg sammen i små, varme stjerner som kalles hvite dverger mens det ytre materialet driver bort. Stjerner som er mindre enn solen har ikke nok masse til å brenne med annet enn en rød glød under hovedsekvensen. Disse røde dvergene, som er vanskelige å få øye på, men som kan være de vanligste stjernene der ute, kan brenne i billioner av år. Astronomer mistenker at noen røde dverger har vært i hovedsekvensen siden kort tid etter Big Bang.
