एक तारे का जीवन चक्र
एक तारे की शुरुआत इंटरस्टेलर गैस के बादल के रूप में होती है, जो ज्यादातर हाइड्रोजन से बना होता है। आखिरकार, छोटे घनत्व के अंतर शुरू हो जाते हैं, बादल गुरुत्वाकर्षण के कुएं बनाना शुरू करते हैं, अन्य कणों को पास खींचते हैं और उन्हें संघनित करते हैं। समय के साथ, संघनन की यह प्रक्रिया एक गोलाकार आकार का केंद्रीय बादल बनाती है, जिसे गैस द्वारा परिक्रमित किया जाता है, जो एक अभिवृद्धि डिस्क कहलाती है।
एक तारे के जन्म में महत्वपूर्ण कदम घनत्व का स्तर है जो हाइड्रोजन संलयन को आरंभ करने के लिए पर्याप्त है। फ्यूजन परमाणु नाभिक लाइटर को लोहे की तुलना में एक साथ लाता है, इस प्रक्रिया में ऊर्जा जारी करता है। संघनक तारे-बादल में फ्यूज करने वाले पहले परमाणु संभवतः डीट्रियम परमाणु हैं, न्यूट्रॉन के साथ हाइड्रोजन का एक समस्थानिक। पारंपरिक हाइड्रोजन के सापेक्ष उनकी कमी के बावजूद, उन्हें फ्यूज करने के लिए कम तापमान और दबाव की आवश्यकता होती है और इसलिए संभवत: पहले शुरू हो जाएगा। परमाणु परमाणुओं के इलेक्ट्रोस्टेटिक प्रतिकर्षण के कारण परमाणु परमाणु नाभिक को प्राप्त करना कठिन होता है।
स्टार-क्लाउड में ड्यूटिरियम के बाद प्रज्वलित और ऊर्जा की विलक्षण मात्रा को छोड़ना शुरू कर देता है, यह केवल कुछ समय की बात है जब तक कि आसपास के हाइड्रोजन फ्यूज करना शुरू न करें और आकाशीय शरीर एक सच्चा सितारा बन जाए। एक दर्जन मिलियन डिग्री या अधिक की कोर के साथ, शिशु तारे अक्सर प्रकाश वर्ष के लिए सबसे ऊर्जावान निकाय होते हैं।
परमाणुओं का विशाल बहुमत, जिससे हमारे शरीर को बनाया जाता है, परमाणु नाभिक के संलयन द्वारा संश्लेषित किया जाता है जिसे स्टेलर न्यूक्लियोसिंथेसिस कहा जाता है। हाइड्रोजन के अलावा अधिकांश परमाणु इस तरह से बनते हैं।
किसी तारे का भविष्य और जीवनकाल उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। अधिकांश तारे अपने जीवनकाल के अधिकांश समय को मुख्य अनुक्रम कहते हैं, जो ऊर्जावान प्रतिक्रियाओं में हल्के नाभिक को एक साथ जोड़कर व्यतीत करते हैं। जैसे ही वे अपने सभी हाइड्रोजन को एक साथ मिलाना शुरू करते हैं, तारे ऊर्जा खोना शुरू कर देते हैं। हमारे सूर्य या उससे नीचे के द्रव्यमान का लगभग 0.4 गुना सितारों के लिए, यह गुरुत्वाकर्षण पतन का कारण बनता है। तारा एक सजातीय लाल बौने में बदल जाता है और फिर कभी तत्वों को फ्यूज नहीं करेगा।
हमारे सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 0.4 गुना तक सितारों के 0.4 गुना तक, हीलियम तारे के मूल में एकत्र होना शुरू हो जाता है क्योंकि संलयन प्रक्रिया जारी रहती है। हीलियम आसानी से फ्यूज नहीं करता है, इसलिए यह बस घूमता रहता है। इसके अधिक घनत्व के कारण हाइड्रोजन को इसके ऊपर की परतों में बहुत मजबूती से एक साथ धकेला जाता है, शेष हाइड्रोजन के संलयन में तेजी आती है और यह तारा 1,000 से 10,000 गुना तेज होता है। यह एक लाल रंग का विशालकाय क्षेत्र उत्पन्न करता है, जिसकी दूरी पृथ्वी के समान है, जिस पर पृथ्वी सूर्य की परिक्रमा करती है। लाल विशाल अपने ईंधन का विस्तार करने के बाद, यह हिंसक रूप से ढह जाता है। पदार्थ के कतरनी बल को आपस में रगड़ने से ऊर्जा की जबरदस्त मात्रा निकलती है, जिससे सुपरनोवा विस्फोट होता है। सुपरनोवा ब्रह्मांड में कुछ सबसे ऊर्जावान घटनाएं हैं, जो एक तारे के राजसी जीवन के लिए एक उपयुक्त अंत है।
