Hvad er en stjernes livscyklus?
En stjerne begynder som en sky af interstellar gas, for det meste lavet af brint. Til sidst begynder små densitetsforskelle skyen begynder at skabe tyngdekraftsbrønde, trække andre partikler tættere og kondensere dem. Over tid skaber denne komprimeringsproces en sfærisk formet central sky, der kredses af gassen på frynserne og skaber det, der kaldes en akkretionsskive.
Det kritiske trin i fødslen af en stjerne er skabelsen af densitetsniveauer, der er tilstrækkelige til at indlede brintfusion. Fusion samler atomkerner, der er lettere end jern, og frigiver energi i processen. De første atomer, der smelter sammen i en kondenserende stjerne-sky, er sandsynligvis deutriumatomer, en isotop af brint med en neutron. På trods af deres knaphed i forhold til konventionelt brint kræver de en lavere temperatur og tryk for at smelte sammen og vil derfor sandsynligvis komme i gang først. Det er vanskeligt at opnå sammensmeltning af atomkerner på grund af den elektrostatiske frastødning forårsaget af elektronatskallene fra begge atomer.
Når deutriumet i stjerneskyen antændes og begynder at frigive enorme mængder energi, er det kun et spørgsmål om tid, indtil det omgivende brint begynder at smelte sammen og himmellegemet bliver en sand stjerne. Med en kerne på et par dusin millioner grader eller derover er babystjerner ofte de mest energiske kroppe i lysår.
Langt de fleste atomer, som vores kroppe er lavet af, blev syntetiseret ved fusion af atomkerner i en proces, der kaldes stjernernes nukleosyntese. De fleste atomer udover brint dannes på denne måde.
Stjernens yderligere fremtid og levetid afhænger af dens masse. De fleste stjerner tilbringer det meste af deres levetid på det, der kaldes Main Sequence, og smelter sammen lette kerner i energiske reaktioner. Når de begynder at smelte sammen alt deres brint, begynder stjernerne at miste energi. For stjerner, der er ca. 0,4 gange massen af vores sol eller derunder, forårsager dette gravitationskollaps. Stjernen bliver til en homogen rød dværg og vil aldrig smelte sammen elementer igen.
For stjerner, der er 0,4 gange vores sols masse indtil ca. ti gange, begynder helium at samles i stjernens kerne, når fusionsprocessen fortsætter. Helium smelter ikke let sammen, så det hænger bare rundt. Dens større tæthed får brint til at blive skubbet meget stærkt sammen i lagene over det, hvilket accelererer fusionen af det resterende brint og gør stjernen 1.000 til 10.000 gange lysere. Dette producerer en rød kæmpe med en radius svarende til den afstand, hvor jorden kredser rundt om solen. Efter at den røde kæmpe har brugt sit brændstof sammen, kollapser den voldsomt. Materialets forskydningskraft, der gnider sammen, frigiver en enorm mængde energi og forårsager en supernovaeksplosion. Supernovas er nogle af de mest energiske fænomener i universet, en passende afslutning på det stjerne majestætiske liv.