1. Inledande massa:
* stjärnor med låg massa (mindre än 0,8 solmassor): Dessa stjärnor har långa, stabila liv. De tillbringar större delen av sin tid i huvudsekvensen och smälter väte i helium i sin kärna. De blir så småningom röda jättar, sedan planetariska nebulor och slutligen vita dvärgar.
* Mellanmassastjärnor (0,8 - 8 solmassor): Dessa stjärnor lever kortare liv än stjärnor med låg massa. De går igenom liknande stadier som stjärnor med låg massa, men de blir så småningom röda jättar och sedan supernovae. Resterna av dessa stjärnor kan vara neutronstjärnor eller svarta hål.
* högmassa stjärnor (över 8 solmassor): Dessa stjärnor har mycket korta liv och brinner snabbt igenom bränslet. De kan utvecklas genom flera fusionssteg, vilket leder till att ännu tyngre element skapas. De exploderar slutligen som supernovae och lämnar efter sig neutronstjärnor eller svarta hål.
2. Kemisk sammansättning:
* Den initiala kemiska sammansättningen av en stjärna, särskilt dess överflöd av element tyngre än väte och helium, kan påverka dess utveckling något. Mass är emellertid den dominerande faktorn.
3. Stjärnrotation:
* Stjärnrotation kan påverka massaförlusthastigheten och utvecklingen av en stjärns magnetfält, vilket kan påverka detaljerna i dess senare steg.
Nyckellivssteg:
* Huvudsekvens: Det längsta steget i en stjärns liv där vätefusion sker i kärnan.
* röd jätte: När vätebränsle tappar, samarbetar kärnan och värmer upp, vilket får de yttre skikten att expandera och svalna och förvandla stjärnan till en röd jätte.
* horisontell gren: För vissa stjärnor börjar heliumkärnan smälta in, skapar en ny energikälla och flyttar stjärnan till den horisontella grenen.
* Asymptotic Giant Branch (AGB): När Helium Fuel tappas, expanderar stjärnan ytterligare och blir en AGB -stjärna.
* Planetary Nebula: I de sista stadierna av stjärnor med låg massa kastas de yttre skikten ut och bildar en planetnebulor runt den döende kärnan.
* vit dvärg: Den täta, heta rester av en lågmassstjärna.
* Supernova: Den explosiva döden av en massiv stjärna och lämnar en neutronstjärna eller ett svart hål.
* neutronstjärna: En mycket tät, snabbt roterande stjärna komponerade huvudsakligen av neutroner.
* svart hål: En region i rymdtid där tyngdkraften är så stark att ingenting, inte ens lätt, kan fly.
Förenklad analogi:
Tänk på en stjärna som ett ljus. Ljusets initiala massa (dess storlek) avgör hur länge det kommer att brinna och hur ljus det kommer att vara. Ett mindre ljus kommer att hålla längre och producera mindre ljus än ett större. Processen att bränna ljuset (fusion i en stjärna) är densamma, men den initiala massan dikterar processens varaktighet och intensitet.
