stjerner

Stjerner er selvlysende kugler af plasma i universet. De består primært af hydrogen og helium og genererer energi gennem kernefusion i deres kerner. Fusionen omdanner hydrogen til helium og udløser enorme mængder energi, som får stjernen til at skinne og holde den støt oprejst mod tyngdekraften.

Dannelsen af stjerner foregår i kolde molekylskyer i galakserne. Gravitationen får tætte områder til at klumpe sammen og danne protostjerner. Når temperaturen og trykket i kernen er høje nok, starter fusionen, og stjernen bevæger sig på hovedsekvensen. Stjerners videre skæbne afhænger af deres masse: mindre stjerner ender som røde dværge og til sidst hvide dværge; mere massive bliver røde kæmpere eller blå kæmpere og ender ofte som supernovaer, hvorefter de kan danne neutronstjerner eller sorte huller.

Lys og farve hos stjerner følger temperatur og masse. Spektraltyperne O, B, A, F, G, K og M beskriver temperatur og spektraludseende, fra klare blå til røde. På et bekvemt diagram, Hertzsprung-Russell-diagrammet, vises forholdet mellem en stjernes luminositet og temperatur. Stjerner findes i mange miljøer, fra tætte klynger til spredte stjernehobe.

Stjerner spiller en central rolle i galaksers kemiske evolution og i dannelsen af planeter og liv. Gennem fusion producerer de de tungere grundstoffer, og deres dødsfald som supernovaer skaber større mængder materiale til senere stjernedannelse. Solen, en G-type stjerne, forventes at have en samlet levetid på omkring 10 milliarder år og at ændre sig til en rød kæmpe om cirka 5 milliarder år.