Indhold
Stjerner består primært af brint- og heliumgasser. De varierer dramatisk i størrelse, lysstyrke og temperatur og lever i milliarder af år og skifter gennem flere faser. Vores egen sol er en typisk stjerne, en af hundreder af milliarder, der kaster mælkevejen.
Fødsel
Stjerner er født i store galaktiske "planteskoler" kaldet tåge, et latinsk ord, der betyder sky. Nebler er tætte skyer af støv og gas, der kan give anledning til hundreder af stjerner. I nogle regioner af en tåge samles gas og støv som klumper. En ny stjerne opstår, når en af disse klumper akkumulerer så meget masse, at den kollapser under kraft af sin egen tyngdekraft. Den forøgede tæthed af den kondenserende sky får dens temperatur til at stige markant. Til sidst bliver temperaturen så høj, at kernefusion forekommer og danner en "spædbarn" -stjerne kaldet en protostar.
Main Sequence Stars
Når en protostar har samlet nok masse fra de omgivende gas- og støvskyer, bliver den en hovedsekvensstjerne. Hovedsekvensstjerner smelter sammen hydrogenatomer for at skabe helium i en proces, der kaldes nuklear fusion. Stjerner kan eksistere i denne fase i milliarder af år. Vores sol er i øjeblikket i dens hovedsekvens.
En stjerners lysstyrke afhænger meget af dens masse. Jo mere massiv en stjerne i hovedsekvensen er, jo mere lysstyrke vil den udvise. Farven på en stjerne i hovedsekvens er en indikation af stjernens temperatur. Varmere stjerner vises blå eller hvide og køligere stjerner vises røde eller orange. Stjernes masse vil også påvirke dens levetid. Jo mere masse en stjerne har, jo kortere vil dens levetid være.
Røde giganter
Efter at have brændt i milliarder af år, vil en stjerne i hovedsekvensen til sidst udtømme sin brændstofforsyning, da størstedelen af dens brint omdannes til helium gennem nuklear fusion. Det overskydende helium får derefter stjernens temperatur til at stige. Når dette sker, udvides stjernen til at blive en rød gigant.
Røde giganter er lys rød i farve. De er også større og meget mere lysende end hovedsekvensstjerner. Når den røde gigants kerne fortsætter med at kollapse under tyngdekraften, vil den blive tæt nok til at omdanne sin resterende forsyning med helium til kulstof. Dette sker over en periode på cirka 100 millioner år, indtil det er tid til, at stjernen dør. Ligesom masse vil diktere en stjerners lysstyrke, bestemmer den også måden på en stjerners død.
Hvide dværge
Hovedsekvensstjerner, der har lavere masser, bliver til sidst hvide dværge. Når en rød gigant har brændt gennem sin heliumforsyning, mister stjernen masse. Dens resterende kerne af kulstof vil fortsat afkøle og falde i lysstyrke over milliarder af år, indtil det bliver en hvid dværg. Til sidst ophører den hvide dværgstjerne helt med at producere energi og mørkne for at blive en sort dværg. Hvide dværgstjerner er mindre, tættere og mindre lysende end røde kæmpe stjerner. Densiteten af hvide dværgstjerner er så stor, at en ren ske hvid dværgmateriale vejer flere tons.
supernovas
Hovedsekvensstjerner, der har højere massiv, er bestemt til at dø i dramatiske og voldelige eksplosioner kaldet supernovas. Når disse stjerner har brændt gennem deres forsyning med helium, omdannes den resterende kulstofkerne til sidst til jern. Denne jernkerne vil derefter kollapse under sin egen vægt, indtil den når et punkt, hvor materien begynder at hoppe ud af dens overflade. Når dette sker, opstår der en massiv eksplosion, der genererer en strålende lysglimt, der er lig med en hel stjernekunstens lysstyrke. Under nogle supernovaeksplosioner vil protoner og elektroner kombineres for at danne neutroner. Dette fører igen til dannelse af ekstremt tætte stjerner kaldet neutronstjerner.