Stjärnor som solen är stora plasmakulor som oundvikligen fyller utrymmet runt dem med ljus och värme. Stjärnor finns i en mängd olika massor, och massan avgör hur varm stjärnan kommer att brinna och hur den kommer att dö. Tunga stjärnor förvandlas till supernovor, neutronstjärnor och svarta hål medan genomsnittliga stjärnor som solen slutar livet som en vit dvärg omgiven av en försvinnande planetnebulosa. Alla stjärnor följer dock ungefär samma grundläggande sju-stegs livscykel, som börjar som ett gasmoln och slutar som en stjärnrester.
TL; DR (för lång; Läste inte)
Gravitation gör moln av gas och damm till protostjärnor. En protostjärna blir till en huvudsekvensstjärna som så småningom tar slut på bränsle och kollapsar mer eller mindre våldsamt, beroende på dess massa.
Ett jätte gasmoln
En stjärna börjar livet som ett stort gasmoln. Temperaturen inne i molnet är tillräckligt låg för att molekyler ska bildas. Några av molekylerna, såsom väte, tänds och låter astronomer se dem i rymden. Orion Cloud Complex i Orion-systemet fungerar som ett närliggande exempel på en stjärna i detta livsstadium.
En Protostar är en babystjärna
När gaspartiklarna i molekylmolnet löper in i varandra skapas värmeenergi, vilket gör att en varm klump av molekyler kan bildas i gasmolnet. Denna klump kallas en Protostar. Eftersom protostjärnor är varmare än andra material i molekylmolnet kan dessa formationer ses med infraröd syn. Beroende på molekylmolnets storlek kan flera protostjärnor bildas i ett moln.
T-Tauri-fasen
I T-Tauri-scenen börjar en ung stjärna producera starka vindar som driver bort den omgivande gasen och molekylerna. Detta gör att den formande stjärnan blir synlig för första gången. Forskare kan upptäcka en stjärna i T-Tauri-scenen utan hjälp av infraröd eller radiovågor.
Huvudsekvensstjärnor
Så småningom når den unga stjärnan hydrostatisk jämvikt, där dess gravitationskompression balanseras av sitt yttre tryck och ger den en solid form. Stjärnan blir sedan en huvudsekvensstjärna. Det kommer att tillbringa 90 procent av sitt liv i detta skede, smälta vätemolekyler och bilda helium i kärnan. Solen i vårt solsystem är för närvarande i sin huvudsekvensfas.
Expansion till Red Giant
När allt väte i stjärnans kärna har omvandlats till helium, kollapsar kärnan på sig själv och får stjärnan att expandera. När den expanderar blir den först en underjättestjärna, sedan en röd jätte. Röda jättar har svalare ytor än huvudseriestjärnor; och på grund av detta kommer de att framstå som röda snarare än gula. Om stjärnan är tillräckligt massiv kan den bli tillräckligt stor för att klassificeras som en superris.
Fusion of Heavier Elements
När den expanderar börjar stjärnan smälta heliummolekyler i sin kärna, och energin i denna reaktion förhindrar att kärnan kollapsar. När heliumfusionen slutar krymper kärnan och stjärnan börjar smälta kol. Denna process upprepas tills järn börjar dyka upp i kärnan. Järnfusion absorberar energi, så närvaron av järn får kärnan att kollapsa. Om stjärnan är tillräckligt massiv skapar implosionen en supernova. Mindre stjärnor som solen dras fridfullt in i vita dvärgar medan deras yttre skal strålar bort som planetariska nebulosor.
Supernovaer och planetariska nebulosor
En supernovaexplosion är en av de ljusaste händelserna i universum. Det mesta av stjärnans material blåses ut i rymden, men kärnan imploderar snabbt i en neutronstjärna eller en singularitet som är känd som ett svart hål. Mindre massiva stjärnor exploderar inte så här. Deras kärnor dras samman till små, heta stjärnor som kallas vita dvärgar medan det yttre materialet driver bort. Stjärnor som är mindre än solen har inte tillräckligt med massa för att brinna med något annat än en röd glöd under sin huvudsekvens. Dessa röda dvärgar, som är svåra att upptäcka men som kan vara de vanligaste stjärnorna där ute, kan brinna i biljoner år. Astronomer misstänker att vissa röda dvärgar har varit i deras huvudsekvens sedan strax efter Big Bang.