En stjärna blinkar inte bara i himlen. Det lönar en livslång kamp mot tyngdkraften. Ju tyngre stjärnan desto starkare dess tyngdkraft, och desto hårdare måste det kämpa för att förhindra att kollapsa. De större stjärnorna lever snabbt och dör unga och går ut i en sken av ära. Men en liten stjärna, som vår Sun, kan sägas dö lugnt i sängen efter ett mycket långt liv.

Definitioner

Vi beskriver storleken på en stjärna med hjälp av vår egen Suns massa , en "solmassa" som gemensam måttenhet. Det tar lite över 0,08 av en solmassa för en väteförbränningstjärna som helst bildas. Därifrån säger vi att stjärnan är "liten" om den inte har mer än 1,4 solmassor. Det här numret är inte godtyckligt, men beskriver vändpunkten mellan två distinkta stjärniga uppträdanden.

Protostar

Alla stjärnor börjar på samma sätt; som protostrar som uppstår vid kollapsande nebulae. En nebula är ett moln av damm och gas, mest av det väte. Gravity gör att det här molnet virvlar och kontraherar och bildar en centrummassa som blir varmare och varmare när densiteten ökar. Andra massor kan också bilda, sopa upp nebulans yttre skikt; Dessa kommer att bli planeter.

Huvudsekvens

Till sist blir protostaren tät och varm nog att utlösa kärnfusion av väte i kärnan. Denna process omvandlar väte till helium, vilket ger ljus, värme och tillräckligt med strålningstryck för att stoppa protostärens gravitationskollaps. Protostarfasen är nu över, huvudsekvensen har börjat och en ny stjärna har blivit född.

Red Giant

Efter ca 10 miljarder år kommer en liten stjärnas kärna att gå ur väte . Kärnreaktioner stoppas. Genereringen av strålningstrycket upphör. Gravitations kollaps händer igen, ökar kärnans densitet och värme tills temperaturerna är tillräckliga för att utlösa sammansmältningen av helium i kol. Det resulterande strålningstrycket kommer att leda till att stjärnans yttre skikt expanderar till en radie som är lika stor som den för bana Mercury, Venus eller Earth. När de expanderar, kyler de sig och blir röda. Vi kallar en stjärna i detta skede av livet en röd jätte.

White Dwarf

Processen upprepas när kärnans tillförsel av helium löper ut: kärnreaktioner stoppar och gravitationskollaps återupptas. I en liten stjärna kommer det inte att finnas ytterligare kärnreaktioner. Istället kommer stabiliteten att återupptas när kolelektronerna kommer så nära varandra att elektronutartningstrycket uppträder med tillräcklig kraft för att balansera ut tyngdkraften och stoppa stjärnans ytterligare kollaps.

Samtidigt expanderar stjärnans yttre lager och bildar ett moln av stjärnkomponenterna kretsar om vad som är kvar av stjärnans kärna. Detta moln är en planetarisk nebula. Stjärnan är nu en vit dvärg. Det fortsätter dimma och kyla tills all dess värmeenergi är borta.