Tænk over, hvordan farven på et stykke metal ændrer sig med temperaturen. En spole på et elkomfur vil starte sort, men med øget varme vil den begynde at gløde matrødt. Med mere varme bliver spolen lysere rød og derefter orange. Ved ekstremt høje temperaturer bliver spolen gulhvid eller endog blåhvid (det er svært at forestille sig, at en brændeovnsspole bliver så varm). En stjernes farve er også bestemt af temperaturen på stjernens overflade. Relativt kolde stjerner er røde, varmere stjerner er orange eller gule, og ekstremt varme stjerner er blå eller blåhvide. farve er den mest almindelige måde at klassificere stjerner på. Nedenstående tabel viser klassifikationssystemet. En stjernes klasse angives med et bogstav. Hvert bogstav svarer til en farve og også til et temperaturinterval. Bemærk, at disse bogstaver ikke svarer til farvenavnene; de er tilbage fra et ældre system, som ikke længere bruges. For de fleste stjerner er overfladetemperaturen også relateret til størrelsen. Større stjerner producerer mere energi, så deres overflader er varmere. Disse stjerner har en tendens til at blive blåligt hvide. Mindre stjerner producerer mindre energi. Deres overflader er mindre varme, og derfor har de en tendens til at være gullige.

Som NASA bemærker, har stjerner en livscyklus, der kommer til udtryk på samme måde som et levende væsens livscyklus: De fødes, vokser, ændrer sig over tid og dør til sidst. De fleste stjerner ændrer størrelse, farve og klasse mindst én gang i løbet af deres levetid. Det, som astronomerne ved om stjernernes livscyklus, skyldes data, der er indsamlet fra visuelle, radio- og røntgenteleskoper. Klik her for at få mere at vide om stjernedannelse fra Den Europæiske Rumorganisation (ESA).

Hovedrækkefølgen

I det meste af en stjernes liv producerer kernefusion i kernen helium fra brint. En stjerne i denne fase er en hovedsekvensstjerne. Udtrykket stammer fra Hertzsprung-Russell-diagrammet, der er vist her. For stjerner i hovedrækkefølgen er temperaturen direkte relateret til lysstyrken. En stjerne er på hovedrækkefølgen, så længe den er i stand til at afbalancere tyngdekraftens indadgående kraft med den udadgående kraft fra kernefusionen i dens kerne. Jo mere massiv en stjerne er, jo mere skal den forbrænde brintbrændstof for at undgå gravitationskollaps. Fordi de brænder mere brændstof, har mere massive stjerner højere temperaturer. Massive stjerner løber også hurtigere tør for brint end mindre stjerner gør.Vores sol har været en hovedrækkefølgestjerne i ca. 5 milliarder år og vil fortsætte på hovedrækkefølgen i ca. 5 milliarder år endnu. Meget store stjerner kan kun være på hovedrækken i 10 millioner år. Meget små stjerner kan vare ti til hundrede milliarder år.

Røde jætter og hvide dværge

Når en stjerne begynder at opbruge sin brint, smelter den heliumatomer sammen til tungere atomer som f.eks. kulstof. En blå kæmpestjerne har opbrugt sit brintbrændstof og befinder sig i en overgangsfase. Når de lette grundstoffer for det meste er brugt op, kan stjernen ikke længere modstå tyngdekraften, og den begynder at kollapse indad. Stjernens ydre lag vokser udad og afkøles. Den større, køligere stjerne bliver rød i farven og kaldes derfor en rød kæmpe, og til sidst brænder en rød kæmpe alt helium i sin kerne op. Hvad der så sker, afhænger af, hvor massiv stjernen er. En typisk stjerne, som f.eks. solen, stopper fusionen helt. Ved gravitationskollaps skrumper stjernens kerne ind til et hvidt, glødende objekt på størrelse med Jorden, kaldet en hvid dværg. En hvid dværg vil i sidste ende forsvinde.

Supergiganter og supernovaer

En stjerne, der løber tør for helium, vil afslutte sit liv på en langt mere dramatisk måde. Når meget massive stjerner forlader hovedrækkefølgen, bliver de til røde supergiganter.I modsætning til en rød kæmpe fortsætter fusionen, når alt heliumet i en rød supergigant er væk, men fusionen fortsætter. Lettere atomer fusionerer til tungere atomer op til jernatomer. At skabe tungere grundstoffer end jern gennem fusion bruger mere energi, end det giver, så stjerner danner normalt ikke tungere grundstoffer. Når der ikke er flere grundstoffer, som stjernen kan fusionere, bukker kernen under for tyngdekraften og kollapser, hvilket skaber en voldsom eksplosion kaldet en supernova. En supernovaeksplosion indeholder så meget energi, at atomerne kan smelte sammen og danne tungere grundstoffer som f.eks. guld, sølv og uran. En supernova kan i en kort periode lyse lige så stærkt som en hel galakse. Alle grundstoffer med et atomnummer større end lithium blev skabt ved kernefusion i stjerner.

Neutronstjerner og sorte huller

Efter en supernovaeksplosion er det materiale, der er tilbage i kernen, ekstremt tæt. Hvis kernen er mindre end ca. fire gange Solens masse, bliver stjernen en neutronstjerne. En neutronstjerne består næsten udelukkende af neutroner, relativt store partikler, der ikke har nogen elektrisk ladning. hvis den kerne, der er tilbage efter en supernova, er mere end ca. fem gange Solens masse, kollapser kernen til et sort hul. Sorte huller er så tætte, at ikke engang lys kan undslippe deres tyngdekraft. Uden lys kan man ikke observere et sort hul direkte. Men et sort hul kan identificeres på grund af den virkning, det har på objekter omkring det, og på grund af den stråling, der slipper ud omkring dets kanter. Videoen nedenfor til venstre viser, hvordan det ville være at observere en supernova, mens den anden TED Talk handler om jagt på sorte huller.