Gondolj arra, hogyan változik egy fémdarab színe a hőmérséklet függvényében. Egy villanytűzhely tekercse kezdetben fekete, de a hő hozzáadásával tompa vörös színben kezd izzani. Nagyobb hő hatására a tekercs élénkebb vörösre, majd narancssárgára változik. Rendkívül magas hőmérsékleten a tekercs sárgásfehérré, vagy akár kékesfehérré válik (nehéz elképzelni, hogy egy kályha tekercse ilyen forró legyen). A csillag színét a csillag felszínének hőmérséklete is meghatározza. A viszonylag hűvös csillagok vörösek, a melegebb csillagok narancssárgák vagy sárgák, a rendkívül forró csillagok pedig kékek vagy kékesfehérek.A szín a csillagok osztályozásának leggyakoribb módja. Az alábbi táblázat mutatja az osztályozási rendszert. A csillag osztályát egy betű adja meg. Minden betű egy színnek, valamint egy hőmérséklettartománynak felel meg. Megjegyzendő, hogy ezek a betűk nem egyeznek a színnevekkel; ezek egy régebbi, már nem használt rendszerből maradtak meg. A legtöbb csillag esetében a felszíni hőmérséklet a mérethez is kapcsolódik. A nagyobb csillagok több energiát termelnek, ezért felszínük forróbb. Ezek a csillagok inkább kékesfehérek. A kisebb csillagok kevesebb energiát termelnek. Felületük kevésbé forró, ezért inkább sárgás színűek.
A NASA megjegyzi, hogy a csillagok életciklusa az élőlények életciklusához hasonlóan alakul: megszületnek, növekednek, idővel változnak, és végül meghalnak. A legtöbb csillag életében legalább egyszer változik a mérete, színe és osztálya. Amit a csillagászok a csillagok életciklusáról tudnak, az a vizuális, rádió- és röntgenteleszkópok által gyűjtött adatoknak köszönhető. Ha többet szeretne megtudni a csillagkeletkezésről az Európai Űrügynökségtől (ESA), kattintson ide.
A fősorozat
A csillagok életének nagy részében a magban zajló magfúzió során hidrogénből héliumot állítanak elő. Az ebben a fázisban lévő csillag főszekvenciás csillag. Ez a kifejezés az itt látható Hertzsprung-Russell-diagramból származik. A fősorozatban lévő csillagok esetében a hőmérséklet közvetlenül összefügg a fényességgel. Egy csillag addig van a fősorozatban, amíg képes egyensúlyt teremteni a gravitáció befelé ható ereje és a magjában zajló magfúzió kifelé ható ereje között. Minél nagyobb tömegű egy csillag, annál több hidrogén-üzemanyagot kell elégetnie, hogy megakadályozza a gravitációs összeomlást. Mivel több üzemanyagot égetnek, a nagyobb tömegű csillagok magasabb hőmérsékletűek. A nagy tömegű csillagok hidrogénkészlete is hamarabb elfogy, mint a kisebbeké. 5 milliárd éve a Napunk fősorozatú csillag, és még körülbelül 5 milliárd évig fog a fősorozatban maradni. A nagyon nagy csillagok mindössze 10 millió évig lehetnek a fősorozatban. A nagyon kis csillagok több tíz- vagy százmilliárd évig is eltarthatnak.
Vörös óriások és fehér törpék
Amint egy csillag kezdi elhasználni a hidrogénjét, a héliumatomokat nehezebb atomokká, például szénné olvasztja össze. A kék óriáscsillag kimerítette hidrogén üzemanyagát, és átmeneti fázisban van. Amikor a könnyű elemek nagyrészt elfogytak, a csillag már nem tud ellenállni a gravitációnak, és elkezd befelé omlani. A csillag külső rétegei kifelé nőnek és lehűlnek. A nagyobb, hűvösebb csillag vörös színűvé válik, ezért vörös óriásnak nevezik. végül a vörös óriás elégeti a magjában lévő összes héliumot. Hogy mi történik ezután, az attól függ, hogy milyen tömegű a csillag. Egy tipikus csillag, mint például a Nap, teljesen leállítja a fúziót. A gravitációs összeomlás következtében a csillag magja egy fehér, izzó, körülbelül Föld méretű objektummá zsugorodik, amit fehér törpének nevezünk. A fehér törpe végül elhalványul.
Szuperóriások és szupernóvák
Egy csillag, amelyből elfogy a hélium, sokkal drámaibb módon fejezi be az életét. Amikor a nagyon nagy tömegű csillagok elhagyják a fősorozatot, vörös szuperóriássá válnak. a vörös óriástól eltérően, amikor a vörös szuperóriásból az összes hélium elfogy, a fúzió folytatódik. A könnyebb atomok nehezebb atomokká fuzionálnak, egészen a vasatomokig. A vasnál nehezebb elemek fúzióval történő létrehozása több energiát igényel, mint amennyit termel, ezért a csillagok általában nem képeznek nehezebb elemeket. Amikor a csillagban már nincs több elem a fúzióhoz, a mag megadja magát a gravitációnak, és összeomlik, heves robbanást, úgynevezett szupernóvát hozva létre. A szupernóva-robbanás olyan sok energiát tartalmaz, hogy az atomok összeolvadhatnak, és olyan nehezebb elemek keletkezhetnek, mint az arany, az ezüst és az urán. Egy szupernóva rövid ideig olyan fényesen ragyoghat, mint egy egész galaxis. A lítiumnál nagyobb atomszámú elemek mindegyike a csillagok magfúziója révén jött létre.
Neutroncsillagok és fekete lyukak
A szupernóva-robbanás után a magban visszamaradt anyag rendkívül sűrű. Ha a mag tömege kevesebb, mint a Nap tömegének körülbelül négyszerese, a csillag neutroncsillaggá válik. A neutroncsillag szinte teljes egészében neutronokból, viszonylag nagy részecskékből áll, amelyeknek nincs elektromos töltésük.Ha a szupernóva után visszamaradt mag tömege meghaladja a Nap tömegének körülbelül ötszörösét, a mag fekete lyukká omlik össze. A fekete lyukak olyan sűrűek, hogy gravitációjukból még a fény sem tud kiszabadulni. Mivel nincs fény, egy fekete lyukat nem lehet közvetlenül megfigyelni. A fekete lyuk azonban azonosítható a körülötte lévő tárgyakra gyakorolt hatása és a szélein kiszivárgó sugárzás alapján. Az alábbi bal oldali videó azt mutatja be, milyen lenne megfigyelni egy szupernóvát, míg a másik TED Talk a fekete lyukak vadászatáról szól.