Selvom stjerner er livløse objekter, har vi en tendens til at beskrive deres udviklingstrin, som om de var levende. Ligesom os bliver de født, lever og dør. Deres levetid er naturligvis meget længere end vores, og de kan ‘leve’ i milliarder af år. Og i løbet af deres liv producerer stjernerne enorme mængder energi gennem kerneprocesser i deres indre, hvilket giver dem deres karakteristiske lysstyrke. Så lad os begynde ved begyndelsen. Hvor kommer stjernerne fra?

Stof er ikke jævnt fordelt i rummet. Mellem de tomme områder findes der områder med gas- og støvskyer, det såkaldte interstellare medium, som er tættere end omgivelserne. Normalt vil den kinetiske energi hos skyernes partikler være i balance med skyens tyngdekraft. Men hvis skyen forstyrres, måske af en nærliggende supernova, brydes balancen, og skyen kan blive tættere visse steder.

Når de når en bestemt kritisk masse, kan de tætteste dele af skyen trække sig sammen under påvirkning af deres egen tyngdetiltrækning, så skyen splittes op i mindre og tættere dele. Denne proces tager nogle få millioner år. Efterhånden som skyen trækker sig sammen, stiger temperaturen og tætheden. Til sidst får det nye objekt en kugleform og bliver til det, der kaldes en protostjerne. På grund af dens tyngdetiltrækning falder der stadig stof fra skyen ind i den, så temperaturen og tætheden hele tiden stiger, indtil de bliver så høje, at der starter kernereaktioner, hvor brint fusionerer til helium. En ny stjerne er født.

I midten af denne gas- og støvsky, Omegatågen, dannes der hele tiden nye stjerner. Kilde: NASA

De fleste stjerner fødes i en spiralgalakses arme, hvor der er mere gas og støv. Nogle gange kan flere stjerner dannes i den samme molekylesky, og så har vi det, man kalder en stjernehob. Der findes to typer stjernehobe: åbne stjernehobe, som typisk indeholder nogle få hundrede relativt unge, varme stjerner med ret stor indbyrdes afstand, og kuglehobe, som typisk indeholder tusinder af meget ældre stjerner, der ligger tættere sammen.

Bortset fra Solen er de fleste stjerner ekstremt langt væk. Den nærmeste stjerne, Proxima Centauri, ligger 4,24 lysår væk. Det betyder, at det er svært for astronomerne at se præcis, hvad der foregår, når de observerer stjerner. De observerer hovedsageligt to ting: stjernens lysstyrke og dens farve.

Når astronomer taler om en stjernes lysstyrke, mener de dens absolutte størrelsesklasse, dvs. stjernens virkelige lysstyrke og ikke den tilsyneladende lysstyrke, som afhænger af, hvor langt væk den er fra os. Den måles normalt på en logaritmisk skala i forhold til vores Sol: Hvis en stjerne for eksempel har en lysstyrke på 1, er den lige så lysstærk som vores Sol. En stjernes farve hænger sammen med dens overfladetemperatur: ‘Varmere’ stjerner ser mere blå ud end koldere stjerner, som er rødlige.

Man kan lave et todimensionalt diagram med stjernernes overfladetemperatur over for deres lysstyrke. Diagrammet kunne se ud som det her til højre.

Det er nok det vigtigste diagram i astronomien, Hertzsprung-Russell-diagrammet, opkaldt efter de to astronomer, der først tegnede det. På den vandrette akse er overfladetemperaturen, der stiger fra højre mod venstre, og på den lodrette akse er stjernens energiudstråling eller lysstyrke.

Det interessante er, at stjernerne ikke er jævnt fordelt i Hertzsprung-Russell-diagrammet. De danner i stedet et meget tydeligt mønster. De fleste stjerner ligger i et bånd fra øverst til venstre i diagrammet (store, lysstærke, varme stjerner) til nederst til højre (små, lyssvage, kølige stjerner). Det kaldes hovedserien. Øverst til højre i diagrammet findes meget store, lysstærke, men kølige stjerner, som vi kalder røde kæmper, og i nederste venstre hjørne findes de hvide dværge, små, lyssvage, men ekstremt varme stjerner.

I omkring 90 % af sit liv vil en stjerne være relativt stabil og have nogenlunde samme lysstyrke, overfladetemperatur og størrelse. På dette tidspunkt i sin udvikling er stjernen i hydrostatisk ligevægt. Derfor ændrer dens placering i Hertzsprung-Russell-diagrammet sig ikke. I denne tilstand er stjernen en hovedseriestjerne: Vores Sol er et oplagt eksempel. De spænder fra varme og lysstærke stjerner øverst til venstre i Hertzsprung-Russell-diagrammet til køligere og mere lyssvage nederst til højre. Stjerner kan blive i denne fase i meget lang tid. Tidsskalaerne er dog ikke ens for alle stjerner. Større stjerner har en tendens til at forbrænde deres brændsel meget hurtigere og løber derfor meget hurtigere tør. Mindre stjerner behøver ikke bruge så meget energi på at modvirke deres tyngdekraft og lever derfor længere.

Stadierne i en stjernes liv bestemmes af, hvor meget og hvilken type brændsel stjernen har. I hovedserien bruger stjernerne brint som brændsel. Når brinten begynder at slippe op, producerer stjernen mindre energi til at bære sin egen vægt, og kernen begynder at trække sig sammen. Det øger temperaturen og tætheden i kernen, og som følge heraf øges stjernens lysstyrke. På grund af den øgede varmeudvikling vokser stjernens radius til 100 til 1000 gange den oprindelige størrelse, men da der er mere overflade at opvarme og mindre brændsel at gøre det med, kan overfladetemperaturen falde med helt op til 50 %, og stjernen bliver mere rød. Sådanne stjerner kaldes røde kæmper. I Hertzsprung-Russell-diagrammet ligger de i øverste højre hjørne.

For små stjerner (dvs. med mindre end 8 gange Solens masse) gælder det, at stjernen ved slutningen af den røde kæmpe-fase ikke kan trække sig nok sammen til at skabe de temperaturer, der kræves for yderligere kernefusion. Når der ikke er nogen kerneprocesser til at drive den, bliver stjernens ydre lag ustabile, og den stjernevind, stjernen producerer, blæser dem bort. Fra Jorden kan vi se det som store farverige skyer, der hurtigt bevæger sig væk fra stjernen og kun efterlader stjernens kerne. Denne sky, der bevæger sig væk fra stjernen, kaldes en planetarisk tåge.

Helixtågen er et eksempel på en planetarisk tåge, der er blevet blæst bort fra den hvide dværg, som er blevet tilbage og stadig kan ses i midten af billedet (kilde: NASA). En planetarisk tåge hedder sådan, ikke fordi den har noget med planeter at gøre, men fordi astronomer i tidligere tider ikke kunne se den særlig tydeligt, og den lignede en sløret kugle – lidt ligesom en planet.

Den tilbageværende kerne er lille, men meget tæt og varm. Den kaldes en hvid dværg på grund af dens lille størrelse og hvidglødende overflade. Hvide dværge er så tætte, at blot en teskefuld af deres stof ville veje det samme som en elefant på Jorden. Hvide dværge ligger i nederste venstre hjørne af Hertzsprung-Russell-diagrammet. For små stjerner som vores Sol vil den tilbageværende kerne bestå af kulstof (og lidt ilt), men for større stjerner kan den bestå af neon.

Disse stjerner fusionerer ikke længere stof, så de vil miste deres varme med tiden. Til sidst bliver de lyssvage og bliver til brune dværge.

Som vi har set, findes der mange forskellige typer stjerner, og de kan variere meget. Den mest iøjnefaldende forskel mellem dem er størrelsen. Billedet nedenfor viser nogle få stjerner fra vores galakse. Der er tre røde kæmper: Antares, Betelgeuse og Aldebaran. Rigel er en blå superkæmpe. Sirius er en hovedseriestjerne, men større end vores Sol – vist som en lille prik nederst til venstre, bitte lille i sammenligning med de andre. Hvide dværge er så små, at de ikke kan vises i målestok på dette billede. Kilde: NASA.

For en stjerne med en masse på mere end 8 gange vores Sols masse markeres døden af en gigantisk eksplosion: I løbet af det første sekund kan den være lige så lysstærk som en hel galakse med hundreder af milliarder af stjerner. Sådanne eksplosioner kaldes type II-supernovaer.

Efter en supernova er der, afhængigt af den oprindelige stjernes masse, to mulige udfald for stjernens kerne. For mindre stjerner bliver kernen til en neutronstjerne. Men hvis stjernens kerne har mere end omkring 2,5 gange Solens masse, bliver resultatet et sort hul.

Den lyse plet på dette billede er supernovaeksplosionen fra 1987, som fandt sted i Den Store Magellanske Sky omkring 156.000 lysår fra os.

Selvom stjerneeksplosionen fandt sted omkring 166000 f.Kr., blev den observeret af os den 23. februar 1987. SN 1987A var en af de mest lysstærke stjerneeksplosioner siden opfindelsen af teleskopet for mere end 400 år siden. Kilde: NASA/HUBBLE

Under en supernova trækker alt stoffet sig sammen i den eksploderende stjernes kerne. Det betyder, at protoner og elektroner presses så tæt sammen, at de bliver til neutroner. Der er en grænse for, hvor meget neutroner kan presses sammen, så til sidst holder kernen op med at trække sig sammen, og der dannes en neutronstjerne.

Neutronstjerner består udelukkende af neutroner og har en radius på kun omkring 10 km. En neutronstjerne er dog så tæt, at blot en teskefuld af dens stof har omkring 20 gange så stor masse som den store pyramide i Giza. Neutronstjerner er faktisk de tætteste objekter, vi kender.   Mange neutronstjerner roterer hurtigt med perioder på mellem nogle få millisekunder (1/1000 sekund) og nogle sekunder. Denne rotation skaber radiobølger, som radioastronomerne observerer som skarpe og regelmæssige pulser, og en sådan neutronstjerne kaldes en pulsar. Der er fundet mere end 400 sådanne pulsarer, siden den første neutronstjerne blev opdaget i 1967.

Den mest kendte pulsar ligger i midten af Krabbetågen. Krabbetågen er en sky, der blev skabt ved en supernovaeksplosion, som kinesiske astronomer observerede i år 1054 e.Kr. Krabbetågen har udvidet sig lige siden. I midten af denne sky findes en pulsar, dvs. en neutronstjerne, der roterer omkring 30 gange i sekundet. Kilde: NASA

For at der kan dannes et sort hul, skal stjernens kerne have en masse på mere end 2,5 gange Solens. Ved så store masser er kernens tyngdekraft så stærk, at når stjernens stof hurtigt falder sammen, kan frastødningen mellem neutronerne ikke modvirke det. Stoffet bliver bare ved med at falde ind og danner et tættere og tættere objekt, indtil det til sidst bliver et sort hul.

Et sort hul er et område i rummet, hvor der er koncentreret så meget masse (og dermed tyngdekraft), at intet – ikke engang lys – kan slippe ud. Det kaldes en singularitet, fordi alt stoffet er koncentreret i ét enkelt punkt. Da intet lys kan slippe ud, ser sorte huller … sorte ud. Det betyder, at astronomerne ikke kan se dem. De kan dog påvises ved at observere, hvordan temperaturen stiger i det omgivende stof, når det bevæger sig i spiral og bliver slugt af det sorte hul. Disse sorte huller har som regel masser på omkring 4 til 10 gange Solens masse.

Der findes dog også andre typer sorte huller. Astronomerne har også opdaget supermassive sorte huller (SBH), som har masser, der er millioner af gange større end vores Sol. De er fundet i midten af galakser. Der er endda et i midten af vores egen galakse. Det hedder Sagittarius A*, og dets masse er omkring 4 millioner gange Solens masse. Nogle SBH’er skaber kraftige jetstråler, der kaldes kvasarer.

Kunstnerisk fremstilling af en fjern kvasar i det tidlige univers. Den omgivende tætte gas, støvet og endda stjerner skaber kvasarens lysstyrke, når de suges ind i det supermassive sorte hul. Kilde: NASA

Kvasarer kan udsende lige så meget energi som hundredvis af galakser fra et område, der ikke er meget større end vores solsystem. Kvasarer findes kun meget langt væk og blev dannet, da universet var meget yngre, og tætheden af stoffet omkring de supermassive sorte huller var meget større. De sorte huller, der i dag findes i midten af galakserne, har allerede slugt det meste af stoffet omkring sig og producerer derfor meget mindre energi.

Overraskende nok slutter historien ikke her; astronomerne har fundet endnu en type sort hul: det mellemstore sorte hul, med masser, der er hundredvis af gange større end vores Sol. Det er en ret ny opdagelse, og astronomerne er ikke helt sikre på, hvad de skal mene om den. Mens undersøgelserne synes at bevise, at de findes, kan ingen forklare, hvordan de dannes, da de synes at være alt for store til at kunne stamme fra stjerner!

De fleste stjerner er ikke enkeltstjerner som vores Sol, men såkaldte dobbeltstjerner bestående af to stjerner. Det kan ske, at den ene af disse stjerner allerede er blevet en hvid dværg, mens den anden stadig er en rød kæmpe. I så fald akkretieres der stof, dvs. der overføres hele tiden stof fra den røde kæmpe til den hvide dværg. Afhængigt af, hvor hurtigt stoffet aflejres på den hvide dværgs overflade, er der to mulige udfald.

Det aflejrede stof på den hvide dværgs overflade eksploderer. En sådan eksplosion kaldes en nova (latin for "ny"), fordi det ser ud, som om der er dukket en ny stjerne op på himlen. Hvert år observeres der flere titals sådanne novaer alene i Mælkevejen. Stjernen lyser kraftigt i nogle dage eller uger, før den bliver svagere igen. Man har også observeret tilbagevendende novaer, der gentager sig med flere års eller årtiers mellemrum.

Langt ude i rummet eksploderede en stjerne som en type I-supernova. Den kan ses som den lyse plet nederst til venstre i udkanten af en galakse (billedkilde: NASA). Dette er den anden mulighed: Den hvide dværg kan sprænges i en gigantisk eksplosion, der kaldes en type I-supernova. Disse supernovaer kan forekomme lige så ofte og være lige så lysstærke som type II-supernovaer: De kan have en lysstyrke som hundreder af milliarder af stjerner.