Stjärnor består huvudsakligen av väte- och heliumgaser. De varierar dramatiskt i storlek, ljusstyrka och temperatur, och lever i miljarder år och övergår genom flera steg. Vår egen sol är en typisk stjärna, en av hundratals miljarder som kullar Vintergatan.

Födelse

Stjärnor är födda i stora galaktiska "plantskolor" som kallas nebulae, ett latinskt ord som betyder moln . Nebulae är täta moln av damm och gas som kan ge upphov till hundratals stjärnor. I vissa områden av en nebula samlas gas och damm ihop som klumpar. En ny stjärna uppstår när en av dessa klumpar ackumulerar så mycket massa att det kollapsar under sin egen tyngdkrafts kraft. Den ökade densiteten hos det kondenserande molnet får sin temperatur att stiga avsevärt. Så småningom blir temperaturen så hög att kärnfusion uppstår och bildar en "spädbarn" -stjärna som kallas en protostar.

Huvudsakliga sekvensstjärnor

När en protostar har samlat tillräckligt mycket massa från omgivande gas och damm moln blir det en huvudsekvensstjärna. Huvudsakliga sekvensstjärnor smälter samman väteatomer för att skapa helium i en process som kallas kärnfusion. Stjärnor kan existera i detta skede i miljarder år. Vår sol är för närvarande i sitt huvudsakliga sekvensstadium.

En stjärnas ljusstyrka beror tungt på dess massa. Ju mer massiva en huvudsekvensstjärna desto mer ljusstyrka kommer den att uppvisa. Färgen på en huvudsekvensstjärna är en indikation på stjärnens temperatur. Hotter stjärnor visas blå eller vita och kallare stjärnor visas röda eller orange. Massan av en stjärna kommer också att påverka dess livslängd. Ju mer massa en stjärna har desto kortare är dess livslängd.

Röda jättar

Efter bränning i miljarder år kommer en huvudsekvensstjärna slutligen att avta sin bränsleförsörjning, eftersom majoriteten av dess väte omvandlas till helium genom kärnfusion. Överskottet av helium kommer då att orsaka att stärmens temperatur ökar. När detta inträffar kommer stjärnan att expandera till att bli en röd jätte.

Röda jättar är ljusa röda i färg. De är också större och mycket ljusare än huvudsekvensstjärnor. Eftersom den röda jättens kärna fortsätter att kollapsa under tyngdkraften, blir den tät nog för att omvandla sin återstående tillförsel av helium till kol. Detta sker över en cirka 100 miljoner år, tills det är dags för stjärnan att dö. Precis som massa kommer att diktera stjärnans ljusstyrka, kommer den också att bestämma hur stjärnan dödar.

White Dwarfs

Huvudsekvensstjärnor som har lägre massor blir i slutändan vita dvärgar. När en röd jätte har bränt genom heliumtillförseln, kommer stjärnan att förlora massa. Den återstående kärnan av kol fortsätter att svalna och minska i ljusstyrka över miljarder år tills den blir en vit dvärg. Till sist upphör den vita dvärgstjärnan att producera energi helt och mörkare för att bli en svart dvärg. Vita dvärgstjärnor är mindre, tätare och mindre ljusa än röda jättestjärnor. Tätheten av vita dvärgstjärnor är så stor att en sked av vitt dvärgmaterial väger flera ton.

Supernova

Huvudsekvensstjärnor som har högre massiva är avsedda att dö i dramatiska och våldsamma explosioner som heter supernova. När dessa stjärnor har bränt genom deras heliumtillförsel, omvandlas den återstående kolkärnan till slut till järn. Denna järnkärna kommer då att kollapsa under egen vikt tills den når en punkt där materien börjar studsa av dess yta. När detta händer sker en massiv explosion som kommer att generera en strålande blixt av ljus som liknar ljusstyrkan hos en hel galax av stjärnor. Under några supernovaxplosioner kommer protoner och elektroner att kombinera för att bilda neutroner. Detta leder i sin tur till bildandet av extremt täta stjärnor som kallas neutronstjärnor.