Stjärnutveckling är studiet av hur en stjärna förändras över tid. Stjärnor kan förändras mycket mellan den tidpunkt då de först skapades och den tidpunkt då de tar slut på energi. Eftersom stjärnor kan producera ljus och värme i miljontals eller miljarder år studerar forskarna stjärnornas utveckling genom att jämföra många olika stjärnor i olika skeden av deras liv, och genom att studera stjärnhopar där stjärnorna har samma ålder men olika massa.

Från nebulosa till huvudföljden

En vanlig början är en nebulosa — en kall, tät moln av gas och stoft. Gravitationen får täta delar att kollapsa och bilda en protostjärna. När temperaturen i kärnan blir tillräckligt hög startar vätefusion och stjärnan går in i huvudföljdstjärna-stadiet, där den tillbringar största delen av sin livstid genom att omvandla väte till helium och avge ljus och värme. Stjärnans massa bestämmer hur snabbt denna process går och hur länge stjärnan är på huvudföljden: massiva stjärnor lever kortare och bränner sitt bränsle snabbare än svaga, mindre stjärnor.

Röda jättar, superjättar och massberoende utveckling

När vätet i kärnan tar slut sväller stjäran och blir en röd jätte (eller en röd superjätte för mycket massiva stjärnor). I detta skede börjar heliumfusion och i massiva stjärnor kan fusion ske vidare till tyngre ämnen som kol, syre och till slut järn. Vid varje nytt fusionsstadium förändras stjärnans struktur och yttre lager kan stöta bort som (planetariska) nebulosor.

Slutstadier: vita dvärgar, neutronstjärnor och svarta hål

En stjärnas slutliga öde bestäms i första hand av dess massa:

  • Små och medelstora stjärnor (ungefär upp till 8 gånger solens massa) lämnar efter sig en kompakt kärna som kyls till en vit dvärg. Vit dvärg hålls uppe av elektrontryck (degenerationstryck). Om två vita dvärgar i ett binärt system smälter samman eller om en vit dvärg ackreterar materia och överskrider Chandrasekhar-gränsen (~1,4 solmassor) kan en termonukleär explosion inträffa — en typ Ia-supernova — som vanligtvis lämnar ingen kompakt kvarleva.
  • Stjärnor med högre initial massa kan genomgå en kollaps av sin järnkärna och explodera som en kärn-kollaps-supernova (typ II). Om kvarvarande kärnmassa efter explosionen är under den Tolman–Oppenheimer–Volkoff-gräns som neutrondegenerationen kan bära (ungefär 2–3 solmassor), bildas en neutronstjärna, ofta observerbar som en pulsar eller magnetar beroende på rotationshastighet och magnetfält.
  • Om kvarvarande massa är ännu större kollapsar gravitationen så starkt att inte heller neutrontrycket räcker — då bildas ett svart hål, ett område med så stark gravitation att inte ens ljus undkommer. Svarta hål kan växa genom att sluka materia från en följeslagare eller genom sammanslagningar med andra svarta hål, vilket ger upphov till gravitationsvågor som vi kan upptäcka.

Planetariska nebulosor, svarta dvärgar och tidsskalor

När medelstora stjärnor blåser av sina yttre lager bildas ofta en vacker utskjutande gasstruktur kallad planetarisk nebulosa. Kvar blir en vit dvärg som gradvis kyls. Teoretiskt blir en vit dvärg så småningom en svart dvärg — en helt utkyld kvarleva — men universums ålder är för kort för att några svarta dvärgar ska ha hunnit bildas än.

Supernovor och grundämnesbildning

Supernovor spelar en central roll i universums kemi: i explosionen och i de snabba neutroninfångningsprocesser som sker bildas många tunga grundämnen (som guld, bly och uran). Dessa ämnen sprids ut i rymden och blir byggstenar för nya stjärnor, planeter och i förlängningen för liv.

Observation och bevis

Kunskap om stjärnors livscykel bygger på teoretiska modeller av kärnfysik och gravitation, samt på observationer: HR-diagram, spektraltyp, stjärnhopar, supernovahändelser, pulsarer och röntgen- och gravitationsvågsdetektioner. Tillsammans ger dessa metoder en samstämmig bild av hur stjärnor bildas, lever och dör.

Sammanfattningsvis genomgår en typisk stjärna flera tydliga stadier — från nebulosa till huvudföljdstjärna, vidare till röd jätte och slutligen till en kompaktrest: antingen en vit dvärg (som i framtiden kan bli en svart dvärg hypotetiskt), eller, för mycket massiva stjärnor, en neutronstjärna eller ett svart hål. De exakta vägarna och tidslinjerna beror i hög grad på stjärnans ursprungliga massa och på om den har en följeslagare.