7 vigtigste stadier af en stjerne

Stjerner som solen er store plasma-kugler, som uundgåeligt fylder rummet omkring dem med lys og varme. Stjerner kommer i forskellige masser, og masse bestemmer, hvor varm stjernen vil brænde, og hvordan den vil dø. Tunge stjerner bliver til supernovaer, neutronstjerner og sorte huller, hvorimod gennemsnitlige stjerner som solen ender livet som en hvid dværg omgivet af en forsvindende planetarisk tåge. Alle stjerner følger imidlertid nogenlunde den samme grundlæggende syv-trins livscyklus, der starter som en gassky og slutter som en stjerne-rest.

TL; DR (for lang; ikke læst)

Tyngdekraft forvandler skyer af gas og støv til protostarer. En protostar bliver til en stjerne i hovedsekvens, der til sidst løber tør for brændstof og kollapser mere eller mindre voldsomt, afhængigt af dens masse.
A Giant Gas Cloud -

En stjerne begynder livet som en stor sky af gas. Temperaturen inde i skyen er lav nok til, at molekyler dannes. Nogle af molekylerne, såsom brint, lyser op og tillader astronomer at se dem i rummet. Orion Cloud Complex i Orion-systemet fungerer som et nærliggende eksempel på en stjerne i dette livsfase.
En Protostar er en babystjerne.

Da gaspartiklerne i den molekylære sky løber ind i hinanden, der skabes varmeenergi, som tillader en varm klump af molekyler at dannes i gasskyen. Denne klump kaldes en Protostar. Da protostarer er varmere end andet materiale i molekylskyen, kan disse formationer ses med infrarødt syn. Afhængig af molekylskyens størrelse kan flere protostarer dannes til en sky.
T-Tauri-fasen

I T-Tauri-fasen begynder en ung stjerne at producere stærke vinde, der skubber væk Dette gør det muligt for den dannende stjerne at blive synlig for første gang. Forskere kan få øje på en stjerne i T-Tauri-scenen uden hjælp fra infrarød eller radiobølger.
Main Sequence Stars -

Til sidst når den unge stjerne hydrostatisk ligevægt, hvor dens tyngdekraftkomprimering er afbalanceret af dens udad tryk, hvilket giver det en solid form. Stjernen bliver derefter en hovedsekvensstjerne. Det vil tilbringe 90 procent af sit liv i dette trin, fusionere brintmolekyler og danne helium i sin kerne. Vores solsystemers sol er i øjeblikket i sin vigtigste sekvensfase.
Udvidelse til rød kæmpe

Når alt brintet i stjernens kerne er omdannet til helium, kollapser kernen på sig selv og forårsager stjernen at udvide. Når den udvides, bliver den først en undergigantstjerne, derefter en rød gigant. Røde giganter har køligere overflader end hovedsekvensstjerner; og på grund af dette vises de røde snarere end gule. Hvis stjernen er massiv nok, kan den blive stor nok til at blive klassificeret som en supergiant.
Fusion of Heavier Elements -

Når den udvides, begynder stjernen at smelte heliummolekyler i sin kerne, og energien fra denne reaktion forhindrer kernen i at kollapse. Når heliumfusionen slutter, krymper kernen, og stjernen begynder at smelte kulstof. Denne proces gentages, indtil jern begynder at vises i kernen. Jernfusion absorberer energi, så tilstedeværelsen af jern får kernen til at kollapse. Hvis stjernen er massiv nok, skaber implosionen en supernova. Mindre stjerner som solen trækker sig fredeligt ind i hvide dværge, mens deres ydre skaller stråler væk som planetariske tåger. Supernovaer og planetariske tåger