Komplett Life Cycle av en stjerne

Stjerner hovedsakelig består av hydrogen og helium gasser. De varierer dramatisk i størrelse, lysstyrke og temperatur, og leve i milliarder av år, overgangen gjennom flere stadier. Vår egen sol er en typisk stjerne, en av hundrevis av milliarder som søppel Melkeveien.

Fødsel

Stjerner er født i store galaktiske "barnehage" kalt tåker, et latinsk ord som betyr sky. Stjernetåker er tette skyer av støv og gass som kan gi opphav til hundrevis av stjerner. I noen regioner av en stjernetåke, gass og støv vil samles sammen som klumper. En ny stjerne oppstår når en av disse klumpene akkumulerer så mye masse at den kollapser under påvirkning av sin egen tyngdekraft. Den økede tetthet av skyen kondense fører temperaturen til å stige betydelig. Til slutt blir temperaturen så høy at kjernefysisk fusjon finner sted, danner et "spedbarn" stjerne kalles en proto.

Hoved Sequence Stars

Når en proto har samlet nok masse fra de omkringliggende gass- og støvskyer, blir det en hovedseriestjerne. Hoved sekvens stjerner smelter hydrogenatomer sammen for å skape helium i en prosess som kalles kjernefysisk fusjon. Stjerner kan eksistere i denne fasen i milliarder av år. Vår sol er nå inne i sin hovedsekvensen scenen.

En stjernens lysstyrke avhenger tungt på sin masse. Jo mer massive en hovedseriestjerne, jo mer lysstyrke vil det stille. Fargen på en hovedseriestjerne er en indikasjon på stjernens temperatur. Hotter stjerner vises blå eller hvite og kjøligere stjerner vises røde eller oransje. Massen til en stjerne vil også påvirke sin levetid. Jo mer masse en stjerne har, vil kortere sin levetid være.

Red Giants

Etter brenning i milliarder av år, vil en hovedseriestjerne slutt eksos sin drivstofftilførselen som mesteparten av sin hydrogen omdannes til helium gjennom kjernefysisk fusjon. Det overskytende helium vil da føre til at stjernens temperaturen øker. Når dette skjer, vil stjernen utvides til å bli en rød kjempe.

Røde kjemper er lyse rødt i fargen. De er også større og mye mer lysende enn hovedsekvens stjerner. Som rød kjempe kjerne fortsetter å kollapse under tyngdekraften, vil det bli tett nok til å konvertere sin resterende tilførsel av helium til karbon. Dette skjer over en ca 100 millioner år, før det er tid for stjernen til å dø. Akkurat som masse vil diktere lysstyrke av en stjerne, det også vil avgjøre den måten av en stjernes død.

hvite dverger

Hoved sekvens stjerner som har lavere massene til slutt bli hvite dverger. Når en rød kjempe har brent gjennom sin helium forsyning, vil stjernen mister masse. Sin resterende kjerne av karbon vil fortsette å kjøle og reduksjon i lysstyrke over milliarder av år før det blir en hvit dverg. Etter hvert vil den hvite dvergstjerne slutte å produsere energi helt og mørkere for å bli en svart dverg. Hvite dverger er mindre, tettere og mindre lysende enn røde kjempestjerner. Tettheten av hvite dvergstjerner er så stor at kun skje av hvit dverg materialet ville veie flere tonn.

supernovaer

Hoved sekvens stjerner som har høyere massive er forutbestemt til å dø i dramatiske og voldsomme eksplosjoner kalt supernovaer. Når disse stjerner er brent gjennom sin tilførsel av helium, blir det gjenværende karbon kjernen til slutt omdannet til jern. Denne jernkjerne vil da bryte sammen under sin egen vekt inntil det når et punkt hvor sak begynner å sprette ut av sin overflate. Når dette skjer, skjer en massiv eksplosjon som vil generere en strålende lysglimt som tilsvarer lysstyrken fra en hel galakse av stjerner. I løpet av noen supernovaeksplosjoner, vil protoner og elektroner kombineres for å danne nøytroner. Dette i sin tur fører til dannelse av ekstremt tette stjerner kalt nøytronstjerner.