Tänk på hur färgen på en metallbit förändras med temperaturen. En spole i en elektrisk spis börjar svart, men med ökad värme börjar den glöda mattrött. Med mer värme blir spolen ljusare röd och sedan orange. Vid extremt höga temperaturer blir spolen gulvit, eller till och med blåvit (det är svårt att föreställa sig att en spole i en spis blir så varm). En stjärnas färg bestäms också av temperaturen på stjärnans yta. Relativt svala stjärnor är röda, varmare stjärnor är orange eller gula och extremt heta stjärnor är blå eller blåvita. färg är det vanligaste sättet att klassificera stjärnor. Tabellen nedan visar klassificeringssystemet. En stjärnas klass anges med en bokstav. Varje bokstav motsvarar en färg och även ett temperaturintervall. Observera att dessa bokstäver inte stämmer överens med färgnamnen; de är kvar från ett äldre system som inte längre används. För de flesta stjärnor är yttemperaturen också relaterad till storleken. Större stjärnor producerar mer energi, så deras ytor är varmare. Dessa stjärnor tenderar att bli blåvita. Mindre stjärnor producerar mindre energi. Deras ytor är mindre heta och därför tenderar de att bli gulaktiga.
Som NASA påpekar har stjärnor en livscykel som uttrycks på samma sätt som livscykeln hos en levande varelse: de föds, växer, förändras med tiden och dör så småningom. De flesta stjärnor ändrar storlek, färg och klass minst en gång under sin livstid. Det som astronomer vet om stjärnors livscykler beror på data som samlats in från visuella, radio- och röntgenteleskop. Om du vill veta mer om stjärnbildning från Europeiska rymdorganisationen (ESA), klicka här.
Huvudsekvensen
Under större delen av en stjärnas liv producerar kärnfusion i kärnan helium från väte. En stjärna i detta skede är en huvudsekvensstjärna. Termen kommer från Hertzsprung-Russelldiagrammet som visas här. För stjärnor i huvudsekvensen är temperaturen direkt relaterad till ljusstyrkan. En stjärna befinner sig i huvudsekvensen så länge den kan balansera gravitationens inåtriktade kraft med den utåtriktade kraften från kärnfusionen i kärnan. Ju mer massiv en stjärna är, desto mer måste den bränna vätgasbränsle för att förhindra gravitationskollaps. Eftersom de bränner mer bränsle har mer massiva stjärnor högre temperaturer. Massiva stjärnor tar också slut på väte tidigare än vad mindre stjärnor gör. vår sol har varit en huvudsekvensstjärna i ungefär 5 miljarder år och kommer att fortsätta på huvudsekvensen i ungefär 5 miljarder år till. Mycket stora stjärnor kan vara på huvudföljden i endast 10 miljoner år. Mycket små stjärnor kan vara tiotals till hundratals miljarder år.
Röda jättar och vita dvärgar
När en stjärna börjar förbruka sitt väte smälter den ihop heliumatomer till tyngre atomer som kol. En blå jättestjärna har förbrukat sitt vätebränsle och befinner sig i en övergångsfas. När de lätta elementen till största delen är förbrukade kan stjärnan inte längre motstå gravitationen och den börjar kollapsa inåt. Stjärnans yttre lager växer utåt och svalnar. Den större, svalare stjärnan får en röd färg och kallas därför en röd jätte. till slut bränner en röd jätte upp allt helium i sin kärna. Vad som händer härnäst beror på hur massiv stjärnan är. En typisk stjärna, som solen, slutar helt med fusionen. Gravitationskollapsen krymper stjärnans kärna till ett vitt, glödande föremål ungefär lika stort som jorden, en så kallad vit dvärg. En vit dvärg kommer till slut att blekna ut.
Supergiganter och supernovor
En stjärna som får slut på helium kommer att avsluta sitt liv på ett mycket mer dramatiskt sätt. När mycket massiva stjärnor lämnar huvudföljden blir de röda superjättar.Till skillnad från en röd jätte fortsätter fusionen när allt helium i en röd superjätte är borta. Lättare atomer smälter till tyngre atomer upp till järnatomer. Att skapa grundämnen som är tyngre än järn genom fusion använder mer energi än vad det ger upphov till, så stjärnor bildar vanligtvis inga tyngre grundämnen. När det inte finns några fler grundämnen som stjärnan kan smälta, ger kärnan efter för gravitationen och kollapsar, vilket ger upphov till en våldsam explosion som kallas supernova. En supernovaexplosion innehåller så mycket energi att atomer kan smälta samman och bilda tyngre grundämnen som guld, silver och uran. En supernova kan lysa lika starkt som en hel galax under en kort tid. Alla grundämnen med ett större atomnummer än litium har skapats genom kärnfusion i stjärnor.
Neutronstjärnor och svarta hål
Efter en supernovaexplosion är det överblivna materialet i kärnan extremt tätt. Om kärnan är mindre än ungefär fyra gånger solens massa blir stjärnan en neutronstjärna. En neutronstjärna består nästan helt och hållet av neutroner, relativt stora partiklar som inte har någon elektrisk laddning Om kärnan som blir kvar efter en supernova är mer än cirka fem gånger solens massa kollapsar kärnan till ett svart hål. Svarta hål är så täta att inte ens ljus kan undkomma deras gravitation. Utan ljus kan ett svart hål inte observeras direkt. Men ett svart hål kan identifieras genom den effekt det har på föremål runt omkring det och genom den strålning som läcker ut runt dess kanter. Videon nedan till vänster visar hur det skulle vara att observera en supernova, medan det andra TED Talk handlar om jakt på svarta hål.