Redigerer Stjerne (avsnitt)

== Dannelse og utvikling ==
[[Fil:Witness the Birth of a Star.jpg|thumb|En kunstners tolkning av en stjernes fødsel.]]
{{Utdypende artikkel|Stjerneutvikling}}
Stjerner dannes gjennom [[gravitasjonskollaps]] i [[molekylsky]]er, områder med høyere [[Interstellar materie|materie]]tetthet enn ellers i verdensrommet, men fortsatt lavere enn i et [[vakuumkammer]] på jorden. Skyene består hovedsakelig av [[hydrogen]], rundt 23&ndash;28 % helium og en mindre del tyngre grunnstoff. Et eksempel på et slikt sted hvor stjerner dannes er [[Oriontåken]].<ref name="Woodward" /> Når stjerner dannes fra disse skyene, lyser de dem opp og [[ion]]iserer dem, noe som skaper en såkalt [[H II-region]].

Ved å observere stjernens [[Elektromagnetisk spekter|spektrum]], [[luminositet]] og bevegelse gjennom rommet kan man fastslå stjernenes [[masse]], alder, kjemiske sammensetning og mange andre sammensetninger. Den totale massen er avgjørende for hvordan stjernene utvikles og dens endelige skjebne. En graf over temperaturen stilt opp mot luminositeten, kjent som et [[Hertzsprung-Russell-diagram]], gjør det mulig å fastslå stjernenes alder og utviklingsstadium.

=== Dannelsen av en protostjerne ===
{{Utdypende artikkel|Stjernedannelse|Protostjerne}}
Ifølge [[kinetisk teori]] befinner molekylskyene seg normalt i en likevekt mellom ekspansjon på grunn av molekylenes [[kinetisk energi|kinetiske energi]] og [[Gravitasjonskollaps|kollaps]] på grunn av deres gravitasjonelle tiltrekning. Dannelsen av en stjerne begynner med en lokal ustabilitet i molekylskyen. Slike ustabiliteter utløses som oftest av sjokkbølger fra en [[supernova]] eller gjennom en kollisjon mellom to [[galakse]]r (kjent som [[starburstgalakse]]r). Når en region har nådd en kritisk tetthet, kjent som kriteriet for [[Jeans' ustabilitet]], begynner den å kollapse under sin egen gravitasjon.

Når skyen kollapser, dannes enorme ansamlinger av støv og gass som kalles [[Bok-kule]]r. Disse kan inneholde materialer tilsvarende opp til 50 solmasser. Når en kule kollapser og tettheten øker, omdannes etterhvert gravitasjonsenergien til varme og temperaturen stiger. En protostjerne dannes når kulen er blitt så kompakt at trykket i kjernen er høyt nok til at fusjon av hydrogen til helium begynner. Denne reaksjonen avgir nok energi til å motvirke videre kollaps og kulen når en [[hydrostatisk likevekt]].<ref name="Seligman" /> Disse nye stjernene er ofte omringet av en [[protoplanetarisk skive]].

Nye stjerner med mindre enn to solmasser kalles [[T Tauri-stjerne]]r og stjerner med større masser [[Herbig-Ae/Be-stjerne]]r. Disse nyfødte stjernene sender ut jetstrømmer av gass langs rotasjonsaksen, noe som skaper et fenomen kalt [[Herbig-Haro-objekt]].<ref name="Bally" />

=== Hovedserien ===
{{Utdypende artikkel|Hovedserien (astronomi){{!}}Hovedserien}}
Den lengste og mest stabile fasen i en stjernes livssyklus er perioden der den fusjonerer hydrogen til helium. Stjerner som er i denne fasen sies å tilhøre ''hovedserien''. Rundt 90 % av alle kjente stjerner befinner seg i hovedserien, og solen er et typisk eksempel.

Etterhvert som hydrogen forbrennes, vil det bli stadig mindre hydrogen og stadig mer helium i stjernens kjerne. Stjernens temperatur og luminositet øker da for at takten i fusjoneringen skal kunne opprettholdes.<ref name="Mengel" /> For solen har det blitt estimert at luminositeten har økt med rundt 40 % siden den nådde hovedserien for rundt 4,6 milliarder år siden.<ref name="Sackmann" />

Alle stjerner skaper en [[stjernevind]] av [[Subatomær partikkel|partikler]] som forårsaker en kontinuerlig strøm av gass til verdensrommet. For de fleste stjerner er mengden materie som forsvinner ubetydelig. Solen taper bare 10<sup>-14</sup> solmasser hvert år, eller 0,01 % i løpet av hele dens livslengde.<ref name="Wood" /> Svært massive stjerner kan tape mellom 10<sup>-7</sup> og 10<sup>-5</sup> solmasser hvert år, noe som kan påvirke utviklingen deres betydelig.<ref name="Loore" /> Supermassive stjerner som begynner med mer enn 50 solmasser, kan miste over halvparten av sin masse i løpet av tiden de tilhører hovedserien.<ref name="Royal Greenwich" />

{{HR-diagram|width=280}}

Tiden en stjerne tilbringer i hovedserien avhenger først og fremst av mengden brensel og hastigheten den forbrenner dette brenslet med &ndash; med andre ord av den opprinnelige masse og luminositeten. For solen er denne tiden anslått å være rundt 10 milliarder år. Større stjerner bruker opp brenselet svært raskt og lever kun i kort tid i astronomisk målestokk. Små stjerner, kalt [[rød dverg|røde dverger]], bruker opp brenslet svært sakte, og det kan vare i flere titalls eller hundretalls milliarder år. Nedre grense for diameteren til en rød dverg antas å ligge på rundt 8.7 prosent av vår egen sol, hvilket er mindre enn [[Jupiter]]s diameter på 9.95 prosent av solens, selv om disse dvergene naturlig nok er mer massive og kompakte enn [[gasskjempe]]r.<ref>[http://www.space.com/21420-smallest-star-size-red-dwarf.html Size of Smallest Possible Star Pinned Down]</ref> Ved slutten av deres liv blir de helt enkelt mer lyssvake og går til slutt over til [[sort dverg|sorte dverger]].<ref name="late stages" /> Men ettersom livstiden hos røde dverger overstiger universets antatte alder på 13,7 milliarder år, er ingen av dem gamle nok til at det faktisk forekommer sorte dverger i universet enda.

Foruten masse kan også andelen grunnstoff tyngre enn helium spille en betydelig rolle i stjernenes utvikling. Innen astronomien betraktes alle stoff tyngre enn helium som «[[metall]]iske» og den kjemiske [[Konsentrasjon (kjemi)|konsentrasjonen]] av disse stoffene kalles [[metallisitet]]. Denne metallisiteten kan påvirke hvor lang tid det tar for en stjerne å forbrenne sitt brensel, kontrollere dannelsen av [[magnetfelt]] og endre styrken til stjernevinden.<ref name="Pizzolato" /><ref name="UCL Astrophysics Group" /> Eldre stjerner, såkalte [[Populasjon (astronomi)|populasjon]] II-stjerner, har markant tyngre metallisitet enn yngre populasjon I-stjerner på grunn av sammensettingen av molekylskyen de ble skapt i. Dette avhenger av at visse skyer anrikes med tyngre stoff ettersom eldre stjerner dør og støter bort store deler av sin materie.

=== Etter hovedserien ===
{{Utdypende artikkel|Rød kjempe}}
Når stjerner med en masse på minst 0,4 solmasser er i ferd med å bruke opp lageret sitt av hydrogen i kjernen, begynner de ytre delene å ekspandere voldsomt og kjøles ned; stjernen forvandles til en såkalt rød kjempe.<ref name="late stages" /> Rødfargen kommer av den senkede temperaturen. Om rundt 5 milliarder år, når solen blir en rød kjempe, kommer den til å bli så stor at den vil sluke [[Merkur]] og antakelig også [[Venus]]. Modeller anslår at solen kommer til å ekspandere til rundt 99 % av avstanden til jorden i dag (1 AU). Samtidig beregnes imidlertid jordens omløpsbane å ekspandere til rundt 1,7&nbsp;AU på grunn av solens tap av masse, og derfor antas det at jorden unngår å bli en del av solen.<ref name="sun_future" /> Jordens atmosfære og hav kommer imidlertid til å forsvinne fordi solens luminositet kommer til å øke et tusentalls ganger.

I en rød kjempe opp til 2,25 solmasser vil hydrogenfusjonen fortsette i et skallager rundt kjernen.<ref name="hinshaw" /> Til slutt vil kjernen bli tilstrekkelig komprimert til å starte [[heliumfusjon]], stjernen krymper i radius og overflatetemperaturen øker igjen. For større stjerner går kjernereaksjonene i kjernen direkte over fra fusjon av hydrogen til fusjon av helium.<ref name="iben" />

Etter at stjernen har brukt opp heliumet i kjernen, fortsetter fusjonen i et skall rundt en het kjerne av [[karbon]] og [[oksygen]]. Stjernen følger så en utvikling som minner om den første fasen som rød kjempe, men med høyere overflatetemperatur.

==== Massive stjerner ====
{{Utdypende artikkel|Rød superkjempe}}

I løpet av fasen av heliumforbrenning ekspanderer stjerner med veldig høy masse (mer enn 9 [[solmasse]]r) til røde superkjemper. Når dette brenslet er brukt opp, kan de fortsette å fusjonere tyngre grunnstoff enn helium. Kjernen trykkes sammen av gravitasjonen til temperatur og trykk er tilstrekkelig høyt til å fusjonere karbon. Denne prosessen fortsetter med påfølgende stadier drevet av [[oksygen]], [[neon]], [[silisium]] og [[svovel]]. Mot slutten av stjernens livstid kan fusjonen skje i skall innover i stjernen (kan minne om løk i oppbygging). Hvert skall fusjonerer et bestemt stoff der det ytterste skallet forbrenner hydrogen, neste skall forbrenner helium og så videre, dog ikke samtidig.<ref name="Royal Greenwich Observatory" />

Den siste fasen nås når stjernen begynner å produsere [[jern]]. Siden jernkjerner er [[Bindningsenergi|tettere bundet]] enn alle andre grunnstoff, vil fusjon av jern ikke frigjøre energi, men tvert imot konsumere energi.<ref name="hinshaw" /> I supermassive stjerner dannes derfor en stor kjerne av jern. Disse tunge stoffene kan ta seg opp til overflaten av stjernene, som da kalles [[Wolf-Rayet-stjerne]]r som har en tett stjernevind som støter bort den ytre atmosfæren.

==== Kollaps ====
[[Fil:Crab Nebula.jpg|thumb|[[Krabbetåken]], restene av en [[supernova]] hvor supernova-eksplosjonen ble observert av flere ulike sivilisasjoner den 4. juli 1054.]]
En utviklet gjennomsnittlig stjerne kommer etter gjennomført forbrenning av tilgjengelig materiale til å støte bort sine ytre lag til en [[planetarisk tåke]]. Dersom det som da gjenstår er mindre enn 1,4 solmasser, krymper den til et relativt lite objekt (rundt jordens størrelse) som ikke er massivt nok til å komprimeres ytterligere. Disse [[kompakt objekt|kompakte objektene]] kalles [[hvit dverg|hvite dverger]].<ref name="Liebert" /> Den elektron-degenererte massen inne i en hvit dverg er ikke lenger en [[Plasma (fysikk)|plasma]], selv om stjerner generelt beskrives som kuler av plasma. Hvite dverger vil til slutt kjøles ned til [[Sort dverg|sorte dverger]] etter svært lang tid.

I mer massive stjerner (over 1,4 solmasser) kommer fusjonen til å fortsette frem til jernkjernen har vokst seg så stor at den ikke lenger kan støtte sin egen masse. Ettersom fusjonen av jern ikke er en [[eksoterm reaksjon]], opphører det utgående termiske trykket som tidligere har hindret stjernen i å komprimeres ytterligere av gravitasjonen. Kjernen kommer plutselig til å kollapse når trykket blir så stort at [[elektron]]ene trykkes inn i [[proton]]ene, som så danner [[nøytron]]er og [[nøytrino]]er i et utbrudd av inverse [[betahenfall]]. Den lettere materien i de ytre delene av stjernen faller omgående inn mot nøytronkjernen og kastes så voldsomt tilbake i en [[supernova]]eksplosjon, på samme måte som en bølge «spretter» tilbake når den møter en vegg. Supernovaer er så kraftige at de for en kort periode kan lyse sterkere enn hele galaksen de befinner seg i. Når de oppstår i Melkeveien, har de historisk blitt observert som nye stjerner der ingen fantes tidligere.<ref name="supernova" />

Hoveddelen av materien i en stjerne blåses bort av supernova-eksplosjonen (noe som danner tåker som [[Krabbetåken]]),<ref name="supernova" /> og det som gjenstår er kompakte objekter som en [[nøytronstjerne]] (som noen ganger fremstår som en [[pulsar]]) eller, for de aller tyngste stjernene med en gjenværende masse på over fire solmasser, et såkalt [[sort hull]].<ref name="Fryer" /> I en nøytronstjerne er all materie i en tilstand kjent som nøytron-degenerert materie, muligens med enda mer eksotiske former for [[degenerert materie]] i kjernen. Inne i sorte hull er materien i en tilstand som enda ikke forstås av vitenskapen. De ytre bortstøtte lagene av døde og døende stjerner inneholder tyngre grunnstoff som kan gjenvinnes under dannelsen av nye stjerner. Dette er nødvendig for at jordlignende planeter, som nesten utelukkende består av tunge grunnstoffer, skal kunne oppstå. [[Stjernevind]]en fra store stjerner og utstrømningen fra supernovaer spiller en viktig rolle for den interstellare materiens egenskaper.<ref name="supernova" />

Når stjernen har gått tom for hydrogen sveller stjernen opp og blir til det vi kaller en rød kjempe. Disse kan være så store at de har en diameter stor nok til å kunne sluke jorda. På dette punktet vil stjernen også begynne å fusjonere tyngre stoffer. Helium vil bli brukt og stoffene blir tyngre og tyngre.