Mieti, miten metallin väri muuttuu lämpötilan mukaan. Sähköhellan kierukka on aluksi musta, mutta lisälämmön myötä se alkaa hehkua himmeän punaisena. Lisäämällä lämpöä kierukka muuttuu kirkkaamman punaiseksi, sitten oranssiksi. Äärimmäisen korkeissa lämpötiloissa kierukka muuttuu kellanvalkoiseksi tai jopa sinivalkoiseksi (on vaikea kuvitella, että lieden kierukka kuumenisi niin kuumaksi). Tähden väri määräytyy myös tähden pinnan lämpötilan mukaan. Suhteellisen viileät tähdet ovat punaisia, lämpimät tähdet oransseja tai keltaisia ja erittäin kuumat tähdet sinisiä tai sinivalkoisia.Väri on yleisin tapa luokitella tähtiä. Alla olevassa taulukossa on esitetty luokittelujärjestelmä. Tähden luokka ilmoitetaan kirjaimella. Kukin kirjain vastaa väriä ja myös lämpötila-aluetta. Huomaa, että nämä kirjaimet eivät vastaa värien nimiä; ne ovat jäänteitä vanhemmasta järjestelmästä, jota ei enää käytetä. Useimpien tähtien pintalämpötila liittyy myös kokoon. Suuremmat tähdet tuottavat enemmän energiaa, joten niiden pinnat ovat kuumempia. Nämä tähdet ovat yleensä sinertävän valkoisia. Pienemmät tähdet tuottavat vähemmän energiaa. Niiden pinnat ovat vähemmän kuumia, joten ne ovat yleensä kellertäviä.
Kuten NASA toteaa, tähdillä on elinkaari, joka ilmenee samalla tavalla kuin elävän olennon elinkaari: ne syntyvät, kasvavat, muuttuvat ajan mittaan ja lopulta kuolevat. Useimmat tähdet muuttavat kokoa, väriä ja luokkaa ainakin kerran elämänsä aikana. Se, mitä tähtitieteilijät tietävät tähtien elinkaaresta, perustuu visuaalisten, radio- ja röntgenteleskooppien keräämiin tietoihin. Euroopan avaruusjärjestö ESA:lta saat lisätietoja tähtien muodostumisesta klikkaamalla tästä.
Pääjakso
Pääjakso
Pääosan tähden elämästä ydinfuusio tuottaa vedystä heliumia. Tässä vaiheessa oleva tähti on pääjaksotähti. Termi tulee tässä esitetystä Hertzsprung-Russell-diagrammista. Pääjaksossa olevien tähtien lämpötila on suoraan yhteydessä kirkkauteen. Tähti on pääjaksossa niin kauan kuin se pystyy tasapainottamaan sisäänpäin suuntautuvan painovoiman ja ulospäin suuntautuvan ydinfuusion voiman sen ytimessä. Mitä massiivisempi tähti on, sitä enemmän sen on poltettava vetypolttoainetta estääkseen painovoiman luhistumisen. Koska ne polttavat enemmän polttoainetta, massiivisempien tähtien lämpötila on korkeampi. Massiivisista tähdistä loppuu myös vety nopeammin kuin pienemmistä tähdistä.Aurinkomme on ollut pääjaksotähti noin 5 miljardia vuotta, ja se jatkaa pääjaksossa vielä noin 5 miljardia vuotta. Erittäin suuret tähdet voivat olla pääjaksossa vain 10 miljoonaa vuotta. Hyvin pienet tähdet voivat kestää kymmenistä satoihin miljardeihin vuosiin.
Punaiset jättiläiset ja valkoiset kääpiöt
Kun tähti alkaa käyttää vetyään loppuun, se sulattaa heliumatomeja yhteen raskaammiksi atomeiksi, kuten hiileksi. Sininen jättiläistähti on käyttänyt vetypolttoaineensa loppuun ja on siirtymävaiheessa. Kun kevyet alkuaineet on pääosin käytetty loppuun, tähti ei enää pysty vastustamaan painovoimaa ja se alkaa luhistua sisäänpäin. Tähden uloimmat kerrokset kasvavat ulospäin ja jäähtyvät. Suurempi, viileämpi tähti muuttuu väriltään punaiseksi, joten sitä kutsutaan punaiseksi jättiläiseksi.Lopulta punainen jättiläinen polttaa kaiken ytimessään olevan heliumin. Mitä seuraavaksi tapahtuu, riippuu siitä, kuinka massiivinen tähti on. Tyypillinen tähti, kuten Aurinko, lopettaa fuusion kokonaan. Gravitaatiokollapsi kutistaa tähden ytimen noin Maan kokoiseksi valkoiseksi, hehkuvaksi kappaleeksi, jota kutsutaan valkoiseksi kääpiöksi. Valkoinen kääpiö hiipuu lopulta.
Supergiantit ja supernovat
Tähti, jonka helium loppuu, lopettaa elämänsä paljon dramaattisemmin. Kun hyvin massiiviset tähdet poistuvat pääjaksosta, niistä tulee punaisia superjättiläisiä. toisin kuin punaisessa jättiläisessä, kun kaikki helium punaisesta superjättiläisestä on loppunut, fuusio jatkuu. Kevyemmät atomit fuusioituvat raskaammiksi atomeiksi aina rauta-atomeihin asti. Rautaa raskaampien alkuaineiden synnyttäminen fuusion avulla kuluttaa enemmän energiaa kuin se tuottaa, joten tähdet eivät tavallisesti muodosta raskaampia alkuaineita. Kun tähdessä ei ole enää alkuaineita fuusioitavaksi, ydin antaa periksi painovoimalle ja romahtaa, jolloin syntyy raju räjähdys, jota kutsutaan supernovaksi. Supernovan räjähdys sisältää niin paljon energiaa, että atomit voivat sulautua toisiinsa ja tuottaa raskaampia alkuaineita, kuten kultaa, hopeaa ja uraania. Supernova voi loistaa lyhyen aikaa yhtä kirkkaasti kuin kokonainen galaksi. Kaikki alkuaineet, joiden järjestysluku on suurempi kuin litiumin järjestysluku, ovat syntyneet tähdissä tapahtuneen ydinfuusion tuloksena.
Neutronitähdet ja mustat aukot
Supernovan räjähdyksen jälkeen ytimeen jäänyt materiaali on erittäin tiheää. Jos ydin on alle noin neljä kertaa Auringon massaa pienempi, tähdestä tulee neutronitähti. Neutronitähti koostuu lähes kokonaan neutroneista, suhteellisen suurista hiukkasista, joilla ei ole sähkövarausta.Jos supernovan jälkeen jäljelle jäävän ytimen massa on yli noin viisi kertaa Auringon massa, ydin romahtaa mustaksi aukoksi. Mustat aukot ovat niin tiheitä, että edes valo ei pääse pakenemaan niiden painovoimaa. Ilman valoa mustaa aukkoa ei voi havaita suoraan. Mustan aukon voi kuitenkin tunnistaa sen vaikutuksesta sitä ympäröiviin kohteisiin ja sen reunoilta vuotavasta säteilystä. Alla vasemmalla olevalla videolla havainnollistetaan, millaista olisi havaita supernova, kun taas toinen TED Talk kertoo mustien aukkojen metsästyksestä.