Stjärnutveckling

Stjärnutveckling beskriver hur stjärnor bildas, utvecklas och till slut dör. Denna utveckling styrs av gravitation, kärnfusionsprocesser och stjärnans massa samt kemiska sammansättning. Stjärnor bildas i kalla molekylmoln där gas kollapsar och bildar protostjärnor. När tillräcklig temperatur och tryck uppnås startar vätekärnfusion, och protostjärnan blir en huvudseriestjärna.

Under huvudsekvensen bränns väte i kärnan till helium. Energin som produceras balanserar gravitationen och gör stjärnan stabil under långa tidsrymder. Livslängden på huvudsekvensen varierar starkt med massa: lågmassastjärnor lever miljarder år, medan mycket massiva stjärnor lever endast några miljoner år.

När vätet i kärnan tar slut går stjärnan vidare till senare stadier. Lågmassa- och mellanstarka stjärnor expanderar till röda jättar och bildar heliumfickor; kärnan består av kollapsat helium och en yttre hölje blåses bort, vilket lämnar en vit dvärg. Massiva stjärnor utvecklas vidare till röda superjättar och kan bilda explosiva supernovaer, där kärnan kan sammansmältas till neutronstjärna eller svart hål beroende på resterande massa.

Endstadierna bidrar väsentligt till kemisk enrichment i galaxen genom att sprida tunga element i interstellära medier via stjärnförluster, planetära nebulosor eller supernovautbrott. Observationsverktyg som Hertzsprung-Russell-diagrammet och spektralanalys används för att studera stjärnors ålder, massa och sammansättning, vilket ger insikt i deras evolutionära faser. Stjärnutvecklingen varierar med metallinnehåll och omgivande miljö, vilket ger olika livsöden i olika galaxer.