Hva er livssyklusen til en stjerne?
En stjerne begynner som en sky av interstellar gass, for det meste laget av hydrogen. Etter hvert begynner små tetthetsdifferensialer skyen begynner å skape tyngdekraftsbrønner, trekke andre partikler nærmere og kondensere dem. Over tid skaper denne komprimeringsprosessen en sfærisk formet sentral sky, som går i bane rundt gassen på utkanten, og skaper det som kalles en akkresjonsskive.
Det kritiske trinnet i fødselen av en stjerne er å skape tetthetsnivåer som er tilstrekkelige til å sette i gang hydrogensmelting. Fusjon samler atomkjerner som er lettere enn jern, og frigjør energi i prosessen. De første atomene som fusjonerer i en kondenserende stjernesky er sannsynligvis deutriumatomer, en isotop av hydrogen med ett nøytron. Til tross for deres knapphet i forhold til konvensjonelt hydrogen, krever de lavere temperatur og trykk for å smelte sammen og vil derfor trolig komme i gang først. Det er vanskelig å oppnå sammensmelting av atomkjerner på grunn av den elektrostatiske frastøtningen forårsaket av elektronskallene fra begge atomer.
Etter at deutriumet i stjerneskyen tennes og begynner å frigjøre enorme mengder energi, er det bare et spørsmål om tid til det omkringliggende hydrogenet begynner å smelte sammen og himmellegemet blir en ekte stjerne. Med en kjerne på et par dusin millioner grader eller mer, er spedbarnsstjerner ofte de mest energiske kroppene i lysår.
De aller fleste atomer som kroppene våre er laget av, ble syntetisert ved sammensmelting av atomkjerner i en prosess som kalles stjernenukleosyntese. De fleste atomer foruten hydrogen dannes på denne måten.
Stjernens videre fremtid og levetid avhenger av dens masse. De fleste stjerner tilbringer mesteparten av levetiden sin på det som kalles Main Sequence, og smelter sammen lette kjerner i energiske reaksjoner. Når de begynner å smelte sammen alt sitt hydrogen, begynner stjernene å miste energi. For stjerner omtrent 0,4 ganger massen av solen vår eller under, forårsaker dette gravitasjonskollaps. Stjernen blir til en homogen rød dverg og vil aldri smelte sammen elementer igjen.
For stjerner som er 0,4 ganger massen av solen vår inntil rundt ti ganger, begynner helium å samles i stjernens kjerne når fusjonsprosessen fortsetter. Helium smelter ikke lett, så den bare henger rundt. Dess større tetthet fører til at hydrogen skyves veldig sterkt sammen i lagene over det, noe som akselererer fusjonen av det gjenværende hydrogenet og gjør stjernen 1000 til 10 000 ganger lysere. Dette produserer en rød gigant, med en radius som ligner på avstanden der jorden kretser rundt solen. Etter at den røde kjempen har brukt drivstoffet sitt, kollapser den voldsomt. Skjærkraften til saken som gnir sammen frigjør en enorm mengde energi, forårsaker en supernovaeksplosjon. Supernovas er noen av de mest energiske fenomenene i universet, en passende avslutning på det storslåtte majestetiske livet.