Vad är livscykeln för en stjärna?
En stjärna börjar som ett moln av interstellär gas, mestadels gjord av väte. Så småningom börjar små densitetsskillnader molnet börjar skapa gravitationskällor, dra andra partiklar närmare och kondensera dem. Med tiden skapar denna komprimeringsprocess ett sfäriskt format centralt moln som kretsas av gasen på fransarna och skapar det som kallas en ackretionsskiva.
Det kritiska steget i födelsen av en stjärna är skapandet av densitetsnivåer som är tillräckliga för att initiera vätgasfusion. Fusion samlar atomkärnor som är lättare än järn, vilket frigör energi i processen. De första atomerna som smälter samman i ett kondenserande stjärnmoln är förmodligen deutriumatomer, en isotop av väte med en neutron. Trots sin brist på relativt konventionellt väte kräver de en lägre temperatur och tryck för att smälta samman och kommer därför troligen att komma igång först. Att smälta atomkärnor är svårt att uppnå på grund av den elektrostatiska avstötningen som orsakas av elektronskal från båda atomerna.
När deutriumet i stjärnmolnet antänds och börjar släppa stora mängder energi är det bara en tidsfråga tills det omgivande väte börjar smälta samman och himmelkroppen blir en riktig stjärna. Med en kärna på ett par dussin miljoner grader eller högre är spädbarnstjärnor ofta de mest energiska kropparna under ljusår.
De allra flesta atomer från vilka våra kroppar är gjorda syntetiserades genom fusion av atomkärnor i en process som kallas stellär nukleosyntes. De flesta atomer förutom väte bildas på detta sätt.
En stjärnas ytterligare framtid och livslängd beror på dess massa. De flesta stjärnor tillbringar större delen av sin livstid på det som kallas Main Sequence och smälter samman lätta kärnor i energiska reaktioner. När de börjar smälta samman allt sitt väte börjar stjärnorna förlora energi. För stjärnor som är ungefär 0,4 gånger massan av vår sol eller därunder orsakar detta gravitationskollaps. Stjärnan förvandlas till en homogen röd dvärg och kommer aldrig att smälta in element igen.
För stjärnor som är 0,4 gånger massan av vår sol upp till cirka tio gånger börjar helium samlas i stjärnkärnan när fusionsprocessen fortsätter. Helium smälter inte lätt, så det hänger bara runt. Dess större täthet gör att väte pressas samman mycket starkt i skikten ovanför, vilket accelererar fusionen av återstående väte och gör stjärnan 1 000 till 10 000 gånger ljusare. Detta ger en röd jätte med en radie som liknar det avstånd som jorden kretsar runt solen. När den röda jätten har expanderat sitt bränsle kollapsar den våldsamt. Materialets skjuvkraft som gnuggar ihop frigör en enorm mängd energi och orsakar en supernovaexplosion. Supernovor är några av de mest energiska fenomenen i universum, ett passande slut på en stjärnas majestätiska liv.