Jaki jest cykl życia gwiazdy?
Gwiazda zaczyna się jako chmura międzygwiezdnego gazu, głównie zbudowanego z wodoru. W końcu małe różnice gęstości zaczynają się, gdy chmura zaczyna tworzyć studnie grawitacyjne, przyciągając inne cząstki bliżej i kondensując je. Z czasem ten proces zagęszczania tworzy kulistą chmurę centralną, krążącą wokół gazu na obrzeżach, tworząc tak zwany dysk akrecyjny.
Krytycznym etapem narodzin gwiazdy jest stworzenie poziomów gęstości wystarczających do zainicjowania syntezy wodoru. Fuzja łączy jądra atomowe lżejsze niż żelazo, uwalniając w ten sposób energię. Pierwszymi atomami, które stopią się w kondensującej się chmurie gwiazdowej, są prawdopodobnie atut deutrium, izotop wodoru z jednym neutronem. Pomimo ich niedoboru w stosunku do konwencjonalnego wodoru wymagają one niższej temperatury i ciśnienia do stopienia się i dlatego prawdopodobnie zaczną działać jako pierwsze. Stapianie jąder atomowych jest trudne do osiągnięcia z powodu odpychania elektrostatycznego spowodowanego przez powłoki elektronowe obu atomów.
Po tym, jak deutrium w obłoku gwiezdnym zapali się i zacznie uwalniać olbrzymie ilości energii, jest tylko kwestią czasu, aż otaczający wodór zacznie się stapiać i ciało niebieskie stanie się prawdziwą gwiazdą. Mając jądro o wielkości kilkudziesięciu milionów stopni lub więcej, niemowlęta są często najbardziej energetycznymi ciałami na przestrzeni lat świetlnych.
Ogromna większość atomów, z których zbudowane są nasze ciała, została zsyntetyzowana przez fuzję jąder atomowych w procesie zwanym nukleosyntezą gwiazd. Większość atomów oprócz wodoru powstaje w ten sposób.
Dalsza przyszłość i długość życia gwiazdy zależy od jej masy. Większość gwiazd spędza większość swojego życia na tak zwanej sekwencji głównej, łącząc lekkie jądra w reakcjach energetycznych. Kiedy zaczynają stapiać cały swój wodór, gwiazdy zaczynają tracić energię. W przypadku gwiazd o masie około 0,4 masy Słońca lub poniżej powoduje to zapadanie grawitacyjne. Gwiazda zamienia się w jednorodnego czerwonego karła i już nigdy nie połączy elementów.
W przypadku gwiazd o masie 0,4 razy większej od masy Słońca aż do około dziesięciu razy, hel zaczyna agregować się w jądrze gwiazdy w miarę trwania procesu fuzji. Hel nie topi się łatwo, więc po prostu się kręci. Jego większa gęstość powoduje bardzo silne zepchnięcie wodoru w warstwach nad nim, przyspieszając stopienie pozostałego wodoru i czyniąc gwiazdę 1000 do 10 000 razy jaśniejszą. Powoduje to powstanie czerwonego olbrzyma o promieniu podobnym do odległości, w jakiej Ziemia okrąża Słońce. Gdy czerwony olbrzym zużyje paliwo, gwałtownie się zapada. Siła tnąca materii ocierającej się o siebie uwalnia ogromną ilość energii, powodując wybuch supernowej. Supernowe są jednymi z najbardziej energetycznych zjawisk we wszechświecie, odpowiednim zakończeniem majestatycznego życia gwiazdy.