Här är varför:

* tyngdkraft: En stjärnmassa dikterar styrkan i sin egen allvar. Denna gravitationella drag är kraften som drar stjärnans material inåt, vilket skapar enormt tryck och värme i kärnan.

* Kärnfusion: Detta tryck och värme utlöser kärnfusionsreaktioner i kärnan, där väteatomer smälter samman för att bilda helium och frigöra stora mängder energi. Denna energi är det som får stjärnan att skina och upprätthålla sig mot tyngdkraften.

* livstid och öde: Stjärnmassan avgör hur snabbt den konsumerar sitt bränsle, varaktigheten på sitt liv och i slutändan dess öde.

* lågmassa stjärnor: De bränner långsamt bränslet, lever i miljarder år och blir så småningom vita dvärgar.

* högmassa stjärnor: De förbränner bränsle snabbt, lever i miljoner år och avslutar sina liv i spektakulära supernova -explosioner och lämnar Neutron -stjärnor eller svarta hål.

* Andra faktorer: Även om massa är den mest avgörande faktorn, spelar andra faktorer en roll, inklusive sammansättningen av stjärnan, dess rotationshastighet och dess miljö (t.ex. närhet till andra stjärnor). Dessa faktorer är emellertid sekundära jämfört med det dominerande inflytandet av massan.

Sammanfattningsvis dikterar en stjärnmassa dess inre tryck och temperatur, hastigheten för kärnfusion, dess livslängd och dess ultimata öde. Detta gör mässan till den enskilt viktigaste faktorn som kontrollerar en stjärns utveckling.