Selv om stjernene er livløse objekter, har vi en tendens til å beskrive utviklingsstadiene deres som om de var levende. Akkurat som oss blir de født, lever og dør. Livet deres er selvsagt mye lengre enn vårt, og de kan «leve» i milliarder av år. I løpet av livet produserer stjernene enorme mengder energi gjennom kjerneprosesser i det indre, og det gir dem den karakteristiske glansen. La oss begynne ved begynnelsen. Hvor kommer stjernene fra?

Materien er ikke jevnt fordelt i rommet. Mellom de tomme områdene finnes det områder med gass- og støvskyer, det såkalte interstellare mediet, som er tettere enn omgivelsene. Vanligvis vil den kinetiske energien til partiklene i skyene balanseres av skyens tyngdekraft. Men hvis skyen forstyrres, kanskje av en supernova i nærheten, brytes balansen, og skyen kan bli tettere i visse områder.

Når de tetteste delene av skyen når en viss kritisk masse, kan de trekke seg sammen under påvirkning av sin egen gravitasjon, slik at skyen deler seg opp i mindre og tettere deler. Denne prosessen tar noen millioner år. Når skyen trekker seg sammen, øker temperaturen og tettheten. Til slutt får det nye objektet en kuleform og blir det som kalles en protostjerne. På grunn av tyngdekraften fortsetter materie fra skyen å falle inn i den, og temperaturen og tettheten øker stadig, helt til de blir så høye at det starter kjernereaksjoner der hydrogen fusjonerer til helium. En ny stjerne er født.

I midten av denne gass- og støvskyen, som kalles Omegatåken, dannes det hele tiden nye stjerner. Kilde: NASA

De fleste stjerner blir født i armene til en spiralgalakse, der det finnes mer gass og støv. Noen ganger kan flere stjerner dannes i den samme molekylskyen, og da får vi det som kalles en stjernehop. Det finnes to typer stjernehoper: åpne stjernehoper, som gjerne inneholder noen hundre relativt unge, varme stjerner som ligger ganske spredt, og kulehoper, som gjerne inneholder tusenvis av mye eldre stjerner som ligger tettere sammen.

Bortsett fra Sola ligger de fleste stjerner ekstremt langt unna. Den nærmeste stjernen, Proxima Centauri, ligger 4,24 lysår unna. Det betyr at det er vanskelig for astronomene å se nøyaktig hva som skjer når de observerer stjerner. De observerer hovedsakelig to ting: stjernens lysstyrke og fargen.

Når astronomene snakker om en stjernes lysstyrke, mener de den absolutte størrelsesklassen, altså stjernens virkelige lysstyrke og ikke den tilsynelatende lysstyrken, som avhenger av hvor langt unna oss den er. Den måles vanligvis på en logaritmisk skala i forhold til Sola vår: Hvis en stjerne for eksempel har lysstyrken 1, er den like lyssterk som Sola. Fargen til en stjerne henger sammen med overflatetemperaturen: «varmere» stjerner ser blåere ut enn kaldere stjerner, som er rødlige.

Man kan lage et todimensjonalt diagram med stjernenes overflatetemperatur mot lysstyrken deres. Diagrammet kan se ut som det her til høyre.

Dette er sannsynligvis det viktigste diagrammet i astronomien, Hertzsprung–Russell-diagrammet, oppkalt etter de to astronomene som først tegnet det. På den vannrette aksen er overflatetemperaturen, som øker fra høyre mot venstre, og på den loddrette aksen er stjernens energiproduksjon eller lysstyrke.

Det interessante er at stjernene i Hertzsprung–Russell-diagrammet ikke er jevnt fordelt. I stedet danner de et svært tydelig mønster. De fleste stjernene ligger på et bånd fra øvre venstre hjørne av diagrammet (store, lyssterke, varme stjerner) til nedre høyre hjørne (små, lyssvake, kjølige stjerner). Dette kalles hovedserien. Øverst til høyre i diagrammet finner vi svært store, lyssterke, men kjølige stjerner, som vi kaller røde kjemper, og nederst i venstre hjørne de hvite dvergene, små, lyssvake, men ekstremt varme stjerner.

I omkring 90 % av en stjernes liv vil stjernen være relativt stabil og ha omtrent samme lysstyrke, overflatetemperatur og størrelse. På dette stadiet i utviklingen er stjernen i hydrostatisk likevekt. Derfor endrer ikke posisjonen i Hertzsprung–Russell-diagrammet seg. I denne tilstanden er stjernen en hovedseriestjerne: Sola vår er et typisk eksempel. Hovedseriestjernene strekker seg fra varme og lyssterke stjerner øverst til venstre i Hertzsprung–Russell-diagrammet til kjøligere og lyssvakere stjerner nederst til høyre. Stjerner kan bli værende i denne fasen svært lenge. Tidsskalaene er likevel ikke de samme for alle stjerner. Større stjerner forbrenner gjerne brenselet sitt mye raskere og går derfor mye fortere tom. Mindre stjerner trenger ikke å bruke like mye energi for å motvirke sin egen tyngdekraft og lever derfor lenger.

Stadiene i en stjernes liv bestemmes av hvor mye og hva slags brensel stjernen har. I hovedserien bruker stjernene hydrogen som brensel. Når hydrogenet begynner å ta slutt, produserer stjernen mindre energi til å bære sin egen vekt, og kjernen begynner å trekke seg sammen. Dette øker temperaturen og tettheten i kjernen, og stjernens lysstyrke øker som følge av det. På grunn av den økte varmen som frigjøres, blir stjernens radius 100 til 1000 ganger større enn opprinnelig, men siden en større overflate skal varmes opp med mindre brensel, kan overflatetemperaturen synke med så mye som 50 %, og stjernen blir rødere. Slike stjerner kalles røde kjemper. I Hertzsprung–Russell-diagrammet ligger de i øvre høyre hjørne.

For små stjerner (det vil si stjerner med mindre enn 8 ganger Solas masse) kan stjernen ved slutten av rødkjempefasen ikke trekke seg nok sammen til å skape temperaturene som trengs for videre fusjon. Uten kjerneprosesser som driver den, blir stjernens ytre lag ustabile, og stjernevinden som stjernen produserer, blåser dem bort. Fra jorda kan vi se dette som enorme, fargerike skyer som raskt beveger seg bort fra stjernen og etterlater bare stjernens kjerne. Denne skyen som beveger seg bort fra stjernen, kalles en planetarisk tåke.

Helixtåken er et eksempel på en planetarisk tåke som er blåst bort fra den hvite dvergen som er igjen, og som fortsatt er synlig helt i midten av bildet (Kilde: NASA). En planetarisk tåke kalles slik, ikke fordi den har noe med planeter å gjøre, men fordi astronomene i tidligere tider ikke kunne observere den særlig godt, og den så ut som en uskarp kule – litt som en planet.

Kjernen som blir igjen, er liten, men svært tett og varm. Slike stjerner kalles hvite dverger fordi de er små, men har en hvitglødende overflate. De er så tette at bare en teskje av materialet deres ville veie like mye som en elefant på jorda. Hvite dverger ligger i nedre venstre hjørne av Hertzsprung–Russell-diagrammet. For små stjerner som Sola vår vil kjernen som blir igjen, bestå av karbon (og litt oksygen), men for større stjerner kan den bestå av neon.

Disse stjernene smelter ikke lenger sammen stoff, så de mister varmen sin med tiden. Til slutt blir de svakere og blir til brune dverger.

Som vi har sett, finnes det mange ulike typer stjerner, og de kan variere svært mye. Den mest åpenbare forskjellen mellom dem er størrelsen. Bildet nedenfor viser noen stjerner fra galaksen vår. Det er tre røde kjemper: Antares, Betelgeuse og Aldebaran. Rigel er en blå superkjempe. Sirius er en hovedseriestjerne, men større enn Sola vår – Sola er vist som en liten prikk nederst til venstre, bitte liten sammenlignet med de andre. Hvite dverger er så små at de ikke kan vises i målestokk på dette bildet. Kilde: NASA.

For stjerner med en masse på mer enn 8 ganger Solas masse markeres døden av en gigantisk eksplosjon: I løpet av det første sekundet kan den være like lyssterk som en hel galakse med hundrevis av milliarder stjerner. Slike eksplosjoner kalles supernovaer av type II.

Etter en supernova er det, avhengig av massen til den opprinnelige stjernen, to mulige utfall for stjernens kjerne. For mindre stjerner blir kjernen en nøytronstjerne. Men hvis stjernens kjerne har mer enn omkring 2,5 ganger Solas masse, blir det som er igjen, et svart hull.

Den lyse flekken på dette bildet er supernovaeksplosjonen i 1987, som fant sted i Den store magellanske sky omkring 156 000 lysår fra oss.

Selv om stjerneeksplosjonen fant sted omkring 166000 f.Kr., ble den observert av oss den 23. februar 1987. SN 1987A var en av de mest lyssterke stjerneeksplosjonene siden teleskopet ble oppfunnet for mer enn 400 år siden. Kilde: NASA/HUBBLE

Under en supernova trekker all materien seg sammen i kjernen av den eksploderende stjernen. Det betyr at protoner og elektroner presses så tett sammen at de blir til nøytroner. Det er en grense for hvor mye nøytroner kan presses sammen, og til slutt slutter kjernen å trekke seg sammen, og en nøytronstjerne dannes.

Nøytronstjerner består bare av nøytroner og har en radius på bare omkring 10 km. Men en nøytronstjerne er så tett at bare én teskje av materialet har omkring 20 ganger så stor masse som Kheopspyramiden i Giza. Nøytronstjerner er faktisk de tetteste objektene vi kjenner til.   Mange nøytronstjerner roterer raskt, med perioder mellom noen millisekunder (1/1000 sekund) og noen sekunder. Denne rotasjonen genererer radiobølger som radioastronomer observerer som skarpe og regelmessige pulser, og en slik nøytronstjerne kalles en pulsar. Mer enn 400 slike pulsarer er funnet siden den første nøytronstjernen ble oppdaget i 1967.

Den mest kjente pulsaren ligger i sentrum av Krabbetåken. Krabbetåken er en sky som ble dannet ved en supernovaeksplosjon som kinesiske astronomer observerte i år 1054 e.Kr. Krabbetåken har utvidet seg helt siden den gang. I sentrum av denne skyen er det en pulsar, det vil si en nøytronstjerne som roterer omkring 30 ganger i sekundet. Kilde: NASA

For at det skal dannes et svart hull, må stjernens kjerne ha en masse på mer enn 2,5 ganger Solas masse. Ved så store masser er kjernens tyngdekraft så sterk at frastøtningskraften mellom nøytronene ikke kan motvirke den når stjernematerien raskt faller sammen. Materien bare fortsetter å falle og danner et stadig tettere objekt, til det til slutt blir et svart hull.

Et svart hull er et område i rommet der så mye masse (og dermed gravitasjon) er konsentrert at ingenting – ikke engang lys – kan unnslippe. Dette kalles en singularitet, fordi all materien er konsentrert i ett eneste punkt. Siden ikke noe lys kan slippe ut, ser svarte hull … svarte ut. Det betyr at astronomene ikke kan se dem. De kan likevel oppdages ved at man observerer temperaturøkningen i materien rundt når den går i spiral og blir slukt av det svarte hullet. Disse svarte hullene har vanligvis masser fra omkring 4 til 10 ganger Solas masse.

Men det finnes andre typer svarte hull. Astronomene har også oppdaget supermassive svarte hull (SBH), som har masser som er millioner av ganger større enn Solas. De er funnet i sentrum av galakser. Det finnes til og med ett i sentrum av vår egen galakse. Det heter Sagittarius A*, og massen er omtrent 4 millioner ganger Solas masse. Noen SBH-er skaper kraftige stråler som kalles kvasarer.

Kunstnerisk framstilling av en fjern kvasar i det tidlige universet. Den tette gassen, støvet og til og med stjernene rundt produserer kvasarens lysstyrke når de suges inn i det supermassive svarte hullet. Kilde: NASA

Kvasarer kan sende ut like mye energi som hundrevis av galakser fra et område som ikke er stort større enn solsystemet vårt. Kvasarer finnes bare svært langt unna og ble dannet da universet var mye yngre og tettheten av materien rundt de supermassive svarte hullene var mye større. De svarte hullene som i dag finnes i sentrum av galaksene, har allerede slukt det meste av materien rundt seg og produserer derfor mye mindre energi.

Overraskende nok slutter ikke historien her: Astronomene har funnet enda en type svart hull, det mellomstore svarte hullet, med masser som er hundrevis av ganger større enn Solas. Dette er en ganske ny oppdagelse, og astronomene er ikke helt sikre på hva de skal tro om den. Selv om studiene ser ut til å bevise at de finnes, kan ingen forklare hvordan de dannes, for de ser ut til å være altfor store til å stamme fra stjerner!

De fleste stjerner er ikke enkeltstjerner som Sola vår, men såkalte dobbeltstjerner som består av to stjerner. Det kan da skje at den ene stjernen allerede har blitt en hvit dverg, mens den andre fortsatt er en rød kjempe. I så fall akkreteres materie, dvs. den overføres kontinuerlig fra den røde kjempen til den hvite dvergen. Avhengig av hvor raskt materien avsettes på overflaten av den hvite dvergen, er det to mulige utfall.

Materien som avsettes på overflaten av den hvite dvergen, eksploderer. En slik eksplosjon kalles en nova (på latin betyr det «ny»), fordi det ser ut som om en ny stjerne har dukket opp på himmelen. Hvert år observeres flere titalls slike novaer bare i Melkeveien. Stjernen lyser sterkt i noen dager eller uker før den blir svakere igjen. Det er også observert tilbakevendende novaer, som gjentar seg med flere års eller tiårs mellomrom.

Langt borte eksploderte en stjerne som en supernova av type I. Den er synlig som den lyse flekken nederst til venstre, i utkanten av en galakse (Bildekilde: NASA). Dette er den andre muligheten: Den hvite dvergen kan sprenges i en gigantisk eksplosjon, som kalles en supernova av type I. Disse supernovaene kan forekomme like ofte og kan være like lyssterke som supernovaer av type II: De kan ha en lysstyrke som hundrevis av milliarder stjerner.