Även om stjärnor är livlösa objekt brukar vi beskriva deras utvecklingsstadier som om de vore levande. Precis som vi föds de, lever och dör. Deras livslängd är naturligtvis mycket längre än vår, och de kan ’leva’ i miljarder år. Och under sina liv producerar stjärnorna enorma mängder energi genom kärnprocesser i sitt inre, vilket ger dem deras karakteristiska sken. Så låt oss börja från början. Var kommer stjärnorna ifrån?

Materia är inte jämnt fördelad i rymden. Mellan de tomma områdena finns områden med gas- och stoftmoln, det så kallade interstellära mediet, som är tätare än omgivningen. Normalt är rörelseenergin hos molnens partiklar i jämvikt med molnets gravitation. Men om molnet störs, kanske av en närliggande supernova, rubbas jämvikten, och molnet kan bli tätare på vissa ställen.

När de når en viss kritisk massa kan de tätaste delarna av molnet dra ihop sig under inverkan av sin egen gravitation, så att molnet splittras i mindre och tätare delar. Denna process tar några miljoner år. När molnet drar ihop sig ökar temperaturen och tätheten. Till slut får det nya objektet en sfärisk form och blir det som kallas en protostjärna. På grund av dess gravitation faller fortfarande materia från molnet in i den, så att temperaturen och tätheten ständigt ökar tills de blir så höga att kärnreaktioner startar, där väte fusioneras till helium. En ny stjärna har fötts.

I mitten av detta gas- och stoftmoln, Omeganebulosan, bildas ständigt nya stjärnor. Källa: NASA

De flesta stjärnor föds i spiralgalaxernas armar, där det finns mer gas och stoft. Ibland kan flera stjärnor bildas i samma molekylmoln, och då får vi det som kallas en stjärnhop. Det finns två typer av stjärnhopar: öppna stjärnhopar, som brukar innehålla några hundra relativt unga, heta stjärnor som ligger ganska glest, och klotformiga stjärnhopar, som brukar innehålla tusentals mycket äldre stjärnor som ligger tätare packade.

Med undantag av solen ligger de flesta stjärnor extremt långt bort. Den närmaste stjärnan, Proxima Centauri, ligger 4,24 ljusår bort. Det betyder att det är svårt för astronomerna att se exakt vad som pågår när de observerar stjärnor. De observerar främst två saker: stjärnans ljusstyrka och dess färg.

När astronomer talar om en stjärnas ljusstyrka menar de dess absoluta magnitud, dvs. stjärnans verkliga ljusstyrka och inte den skenbara ljusstyrkan, som beror på hur långt bort från oss den är. Den mäts normalt på en logaritmisk skala i förhållande till vår sol: om en stjärna till exempel har ljusstyrkan 1 är den lika ljusstark som vår sol. En stjärnas färg hänger samman med dess yttemperatur: ’hetare’ stjärnor ser blåare ut än kallare stjärnor, som är rödaktiga.

Man kan göra ett tvådimensionellt diagram med stjärnornas yttemperatur mot deras ljusstyrka. Diagrammet skulle kunna se ut som det här till höger.

Detta är troligen det viktigaste diagrammet inom astronomin, Hertzsprung-Russell-diagrammet, uppkallat efter de två astronomer som först ritade det. På den vågräta axeln finns yttemperaturen, som ökar från höger till vänster, och på den lodräta axeln stjärnans energiutstrålning eller ljusstyrka.

Det intressanta är att stjärnorna inte är jämnt fördelade i Hertzsprung-Russell-diagrammet. I stället bildar de ett mycket tydligt mönster. De flesta stjärnorna ligger i ett band från diagrammets övre vänstra hörn (stora, ljusstarka, heta stjärnor) till det nedre högra (små, ljussvaga, svala stjärnor). Det kallas huvudserien. Uppe till höger i diagrammet finns mycket stora, ljusstarka men svala stjärnor som vi kallar röda jättar, och i nedre vänstra hörnet finns de vita dvärgarna, små, ljussvaga men extremt heta stjärnor.

Under ungefär 90 % av sitt liv är en stjärna relativt stabil och har ungefär samma ljusstyrka, yttemperatur och storlek. Vid den här tiden i sin utveckling befinner sig stjärnan i hydrostatisk jämvikt. Därför ändras inte dess position i Hertzsprung-Russell-diagrammet. I detta tillstånd är stjärnan en huvudseriestjärna: vår sol är ett utmärkt exempel. De sträcker sig från heta och ljusstarka stjärnor uppe till vänster i Hertzsprung-Russell-diagrammet till svalare och ljussvagare nere till höger. Stjärnor kan stanna i denna fas mycket länge. Tidsskalorna är dock inte desamma för alla stjärnor. Större stjärnor förbrukar ofta sitt bränsle mycket snabbare och tar därför slut mycket fortare. Mindre stjärnor behöver inte använda lika mycket energi för att motverka sin gravitation och lever därför längre.

Stadierna i en stjärnas liv bestäms av hur mycket och vilken typ av bränsle stjärnan har. Under huvudserien använder stjärnorna väte som bränsle. När vätet börjar ta slut producerar stjärnan mindre energi för att bära upp sin vikt, och kärnan börjar dra ihop sig. Det ökar temperaturen och tätheten i kärnan, och stjärnans ljusstyrka ökar som följd. Genom den ökade värmeutvecklingen växer stjärnans radie till 100 till 1000 gånger den ursprungliga storleken, men med mer yta att värma upp och mindre bränsle att göra det med kan yttemperaturen sjunka med så mycket som 50 %, och stjärnan blir rödare. Sådana stjärnor kallas röda jättar. I Hertzsprung-Russell-diagrammet ligger de i övre högra hörnet.

För små stjärnor (dvs. med mindre än 8 gånger solens massa) gäller att stjärnan i slutet av rödajättefasen inte kan dra ihop sig tillräckligt för att skapa de temperaturer som krävs för ytterligare fusion. När inga kärnprocesser längre driver den blir stjärnans yttre lager instabila, och den stjärnvind som stjärnan producerar blåser bort dem. Från jorden kan vi se detta som stora färgglada moln som snabbt rör sig bort från stjärnan och bara lämnar stjärnans kärna kvar. Detta moln som rör sig bort från stjärnan kallas en planetarisk nebulosa.

Helixnebulosan är ett exempel på en planetarisk nebulosa som har blåsts bort från den vita dvärg som blivit kvar och som fortfarande syns mitt i bilden (källa: NASA). En planetarisk nebulosa heter så inte för att den skulle ha något med planeter att göra, utan för att astronomer förr i tiden inte kunde se den särskilt tydligt och den såg ut som en suddig kula – lite som en planet.

Den kvarvarande kärnan är liten men mycket tät och het. De kallas vita dvärgar på grund av sin ringa storlek och sin vitglödande yta. De är så täta att bara en tesked av deras materia skulle väga lika mycket som en elefant på jorden. Vita dvärgar ligger i nedre vänstra hörnet av Hertzsprung-Russell-diagrammet. För små stjärnor som vår sol består den kvarvarande kärnan av kol (och lite syre), men för större stjärnor kan den bestå av neon.

Dessa stjärnor fusionerar inte längre materia, så de förlorar sin värme med tiden. Till slut blir de ljussvaga och blir bruna dvärgar.

Som vi har sett finns det många olika typer av stjärnor, och de kan variera mycket. Den mest uppenbara skillnaden mellan dem är storleken. Bilden nedan visar några stjärnor i vår galax. Det finns tre röda jättar: Antares, Betelgeuse och Aldebaran. Rigel är en blå superjätte. Sirius är en huvudseriestjärna men större än vår sol – som syns som en liten prick nere till vänster, pytteliten i jämförelse med de andra. Vita dvärgar är så små att de inte kan visas i skala på den här bilden. Källa: NASA.

För en stjärna med en massa på mer än 8 gånger vår sols massa markeras döden av en gigantisk explosion: under den första sekunden kan den vara lika ljusstark som en hel galax med hundratals miljarder stjärnor. Sådana explosioner kallas supernovor av typ II.

Efter en supernova finns det, beroende på den ursprungliga stjärnans massa, två möjliga utfall för stjärnans kärna. För mindre stjärnor blir kärnan en neutronstjärna. Men om stjärnans kärna har mer än omkring 2,5 gånger solens massa blir det som återstår ett svart hål.

Den ljusa fläcken på denna bild är supernovaexplosionen 1987, som ägde rum i Stora magellanska molnet omkring 156 000 ljusår från oss.

Även om stjärnexplosionen ägde rum omkring 166000 f.Kr. observerades den av oss den 23 februari 1987. SN 1987A var en av de ljusstarkaste stjärnexplosionerna sedan teleskopet uppfanns för mer än 400 år sedan. Källa: NASA/HUBBLE

Under en supernova drar all materia ihop sig i den exploderande stjärnans kärna. Det betyder att protoner och elektroner pressas så hårt samman att de blir neutroner. Det finns en gräns för hur mycket neutroner kan pressas samman, så till slut slutar kärnan att dra ihop sig, och en neutronstjärna bildas.

Neutronstjärnor består enbart av neutroner och har en radie på bara omkring 10 km. En neutronstjärna är dock så tät att bara en tesked av dess materia har omkring 20 gånger så stor massa som den stora pyramiden i Giza. Neutronstjärnor är faktiskt de tätaste objekt vi känner till.   Många neutronstjärnor roterar snabbt med perioder på mellan några millisekunder (1/1000 sekund) och några sekunder. Denna rotation ger upphov till radiovågor som radioastronomerna observerar som skarpa och regelbundna pulser, och en sådan neutronstjärna kallas en pulsar. Mer än 400 sådana pulsarer har hittats sedan den första neutronstjärnan upptäcktes 1967.

Den mest kända pulsaren ligger i mitten av Krabbnebulosan. Krabbnebulosan är ett moln som skapades vid en supernovaexplosion som kinesiska astronomer observerade år 1054 e.Kr. Krabbnebulosan har expanderat ända sedan dess. I mitten av molnet finns en pulsar, dvs. en neutronstjärna som roterar omkring 30 gånger per sekund. Källa: NASA

För att ett svart hål ska bildas måste stjärnans kärna ha en massa på mer än 2,5 gånger solens. Vid så stora massor är kärnans gravitation så stark att när stjärnans materia snabbt faller samman kan repulsionen mellan neutronerna inte motverka den. Materian fortsätter bara att falla och bildar ett allt tätare objekt, tills det till slut blir ett svart hål.

Ett svart hål är ett område i rymden där så mycket massa (och därmed gravitation) är koncentrerad att ingenting – inte ens ljus – kan ta sig ut. Det kallas en singularitet, eftersom all materia är koncentrerad till en enda punkt. Eftersom inget ljus kan ta sig ut ser svarta hål … svarta ut. Det betyder att astronomerna inte kan se dem. De kan dock upptäckas genom att man observerar hur temperaturen stiger i omgivande materia när den rör sig i spiral och sväljs av det svarta hålet. Dessa svarta hål har vanligen massor på omkring 4 till 10 gånger solens massa.

Det finns dock andra typer av svarta hål. Astronomerna har också upptäckt supermassiva svarta hål (SBH), som har massor som är miljontals gånger större än vår sols. De har hittats i mitten av galaxer. Det finns till och med ett i mitten av vår egen galax. Det heter Sagittarius A* och dess massa är ungefär 4 miljoner gånger solens massa. Vissa SBH skapar kraftfulla jetstrålar som kallas kvasarer.

Konstnärlig bild av en avlägsen kvasar i det tidiga universum. Den omgivande täta gasen, stoftet och till och med stjärnor ger upphov till kvasarens ljusstyrka när de sugs in i det supermassiva svarta hålet. Källa: NASA

Kvasarer kan sända ut lika mycket energi som hundratals galaxer från ett område som inte är mycket större än vårt solsystem. Kvasarer finns bara mycket långt bort och bildades när universum var mycket yngre och tätheten hos materian runt de supermassiva svarta hålen var mycket större. De svarta hål som i dag finns i galaxernas mitt har redan svalt det mesta av materian runt sig och producerar därför mycket mindre energi.

Förvånande nog slutar historien inte där; astronomerna har hittat ännu en typ av svart hål: det mellanstora svarta hålet, med massor som är hundratals gånger större än vår sols. Det är en ganska ny upptäckt, och astronomerna är inte helt säkra på vad de ska tro om den. Medan studierna tycks bevisa att de finns kan ingen förklara hur de bildas, eftersom de verkar vara alldeles för stora för att kunna komma från stjärnor!

De flesta stjärnor är inte ensamma stjärnor som vår sol utan så kallade dubbelstjärnor som består av två stjärnor. Det kan hända att den ena av dessa stjärnor redan har blivit en vit dvärg medan den andra fortfarande är en röd jätte. I så fall ackreteras materia, dvs. materia överförs kontinuerligt från den röda jätten till den vita dvärgen. Beroende på hur snabbt materian avsätts på den vita dvärgens yta finns det två möjliga utfall.

Den materia som avsatts på den vita dvärgens yta exploderar. En sådan explosion kallas en nova (latin för "ny"), eftersom det ser ut som om en ny stjärna har dykt upp på himlen. Varje år observeras flera tiotal sådana novor bara i Vintergatan. Stjärnan lyser starkt i några dagar eller veckor innan den bleknar igen. Man har också observerat återkommande novor, som upprepas med flera års eller årtiondens mellanrum.

Långt ute i rymden exploderade en stjärna som en supernova av typ I. Den syns som den ljusa fläcken nere till vänster, i utkanten av en galax (bildkälla: NASA). Detta är den andra möjligheten: den vita dvärgen kan sprängas i en gigantisk explosion som kallas en supernova av typ I. Dessa supernovor kan inträffa lika ofta och vara lika ljusstarka som supernovor av typ II: de kan ha en ljusstyrka som hundratals miljarder stjärnor.