Life Cycle av en stjerne

Stjerner gjøres i første rekke ut fra kjernereaksjoner, en nukleær fusjon prosess som benytter hydrogen og heliumgass som primære brensel, med en spredning av andre elementer som karbon og oksygen. Siden stjerner kreve så store mengder av disse elementene, de skapes bare i nebulas, hvor gassene finnes i overflod. Stjernetåker er massive skyer av gass og elementer som samles sammen under den utbredte kraft av sin egen gravitasjon, og kan være flere titalls lysår på tvers. Som alvoret i tåken skift og bassenger, visse områder begynte å konsentrere seg og trekke sammen. Disse er kjent som protostjerner. Under de rette forholdene, kan en proto holde entreprenør under økende kraft av sin gravitasjon, forårsaker temperaturen inne heve til kjernefysisk fusjon er oppnådd og den massive trykket inne tilsvarer trykket samle tyngdekraften utenfor, og skaper en stjerne.

Stjerner kan bare bruke gassene de ble opprettet med for drivstoff, så fra første øyeblikk av sin likevekt de har en begrenset levetid. For de fleste av stjernens liv, det brenner gjennom sin hydrogen drivstoff, kjent som "main sekvens" fasen av en stjernes kjernefysisk fusjon. Dette gir energi som varme og lys, sammen med noen helium og overskytende partikler. Under den tidlige delen av hovedsekvensen, vil en stjerne enten brenne raskt eller langsomt, avhengig av dens størrelse. Mindre stjerner vil tendere til å brenne saktere, mens kjempestjerner vil brenne gjennom sitt drivstoff mye raskere.

På slutten av sin levetid, går en stjerne gjennom flere ulike endringer. Som drivstofftilførselen er lav, vil stjernen kontrakt rundt left helium, til trykket inne blir så stor at stjernen oppnår kjernefysisk fusjon med helium og skifter fra å brenne for det meste hydrogen til å brenne gjennom helium. Denne siste utbrudd av energi fører til stjernen for å utvide til en rød kjempe (fargen også i endring på grunn av drivstoff) eller en rød super gigantisk, avhengig av opprinnelig størrelse. Disse røde gigantene er ofte mange ganger større enn den opprinnelige stjernen.

Til slutt vil helium fusjons bruke seg også, og stjernen vil sitte igjen med all overskytende materiale den er laget, ikke lenger i stand til å støtte seg innvendig mot trykket av tyngdekraften. Når mindre stjerner nå dette stadiet, presser tyngdekraften alt sitt materiale bort og ut i en liten stjernetåke, kjent som en planetarisk tåke. Selve kjernen i stjernen vil da fortsette å brenne med den siste av sine drivstoffreserver, noe som skaper en veldig varmt, veldig liten stjerne kjent som en hvit dverg (selv om de kan også bli funnet i forskjellige farger, for eksempel blå dverger). Når den hvite dvergen brenner seg bort blir det egentlig en massiv slagg uten fusjon, kalt en svart dverg.

Store stjerner som blir til super giganten følge en annen vei. Deres gravitasjonskollaps er så kraftig at i stedet for å danne en stjernetåke de eksploderer utover i en enorm reaksjon som kalles en supernova, en svært kort og svært lyse eksplosjon. Dette supernova reaksjon later et tett godt av tyngdekraften bak, alt komprimert rundt restene av stjernen. Hvis stjernen var veldig store (flere ganger større enn vår sol) så alvoret brønnen vil kollapse på seg selv, forvrenger space-time og skape et sort hull. Hvis stjernen var mindre, vil det danne det som er kjent som et nøytron stjerne, en meget liten, meget tett sfære av komprimerte nøytroner opprettet og tvinges sammen ved den intense tyngdekraften. Mens sort dverg kan til slutt bryte fra hverandre og bli deler av tåken, nøytronstjerner vanligvis bo helhet.

Tåken skapt av gjennomsnitts stjerner vil til slutt smelte sammen og begynne å lage nye stjerner selv, fornye syklusen. Avhengig av hvor stjernen samhandler med sine omgivelser, kan det også passere gjennom alternative scener som brune dverger, eller mislykkede stjerner som eksisterer som enorme kuler av gass. Variable og binære stjerner kan også bli opprettet.