Stelele ne par eterne, însă nu sunt. Se nasc şi mor, iar acest ciclu există de aproximativ treisprezece miliarde de ani. Simularile numerice ale Universului timpuriu au oferit primele indicii asupra perioadei apariţiei primelor stele, iar valorile obţinute sunt de 100-250 de milioane de ani de la Marea Explozie.

Misiunea în spaţiu WMAP a NASA, începuta în 2001, a corectat aceasta limită şi a stabilit o valoare de aproximativ 400 de milioane de ani, relatează stiinta.info.

Stelele îşi au originea în aşa numitele maternităţi stelare, iar acestea nu sunt altceva decât regiuni gigantice şi dense de gaz şi praf. Aceste regiuni pot colapsa fie datorită unei influenţe exterioare (o unda de şoc provenită de la o supernova ce a explodat în apropiere sau o coliziune cu o galaxie), fie datorită propriei atracţii gravitaţionale. În urma colapsului se naşte o protostea.

Odată cu creşterea temperaturii o protostea dezvoltă reacţii nucleare ale hidrogenului, iar o astfel de stea este clasificată ca făcând parte din secvenţa principală. Vom numi pe alocuri procesele nucleare de fuziune ca procese de "ardere" chiar dacă aici procesul de ardere îşi pierde sensul convenţional. De exemplu, pentru formarea heliului sunt necesari patru atomi de hidrogen, reacţie ce produce şi energie. În fiecare secundă în interiorul Soarelui aproximativ 600 milioane de tone de hidrogen sunt convertite în heliu, energia radiată în spaţiu făcând posibilă existenţa vieţii pe Pământ.

Stelele cu o masă iniţiala mai mică de aproximativ 0.08 mase solare nu dezvoltă temperaturi necesare arderii hidrogenului, acestea sfârşind ca pitice maro. Piticele maro se vor contracta până când se va stabili un echilibru între presiunea internă dată de electroni şi compresia datorită gravitaţiei. Contractându-se şi luminozitatea lor scade devenind greu de detectat, ca dovadă că, deşi au fost prezise teoretic încă din ani 60, prima pitică maro a fost confirmată abia în anul 1995.

Cât timp rămâne o stea în secvenţa principală depinde de masa ei, iar pentru o stea masivă durata e mai scurtă decât pentru o stea cu masa mai mică. De exemplu Soarele arde hidrogenul de aproximativ 4.6 miliarde de ani şi mai are hidrogen suficient pentru încă 5 miliarde de ani. Dacă Soarele arde hidrogen pentru aproximativ zece miliarde de ani, nu la fel de mult timp îşi va petrece în secvenţa principală o stea de 25 de ori mai masivă decat Soarele pentru că o astfel de stea va arde hidrogen în miezul său pentru nu mai mult de un miliard de ani.

Miezul stelei se contractă odata cu încetarea reacţiilor de fuziune ale hidrogenului, iar temperatura în jurul său creşte. Acest moment coincide cu începutul arderilor hidrogenului în stratul exterior miezului făcând ca diametrul stelei să crească. O astfel de stea poarta numele de gigantică roşie. Chiar şi Soarele va deveni o gigantică roşie peste cinci miliarde de ani, iar raza sa va atinge maximum actuala orbită a Pamantului, adica de aproximativ de 100 de ori mai mult decat raza sa actuală.

Centrul stelei format doar din heliu se contractă şi atinge temperatura de ardere a heliului, iar în urma procesului triplu alfa (heliul mai e denumit şi particula alfa, iar pentru că acest proces să aibă loc sunt necesare trei astfel de nuclee) se formeză nucleul de carbon. Carbonul la rândul său fuzioneză cu un nucleu de heliu şi formează oxigenul. Pentru o stea asemănătoare cu Soarele, arderea heliului durează aproximativ 100 de milioane de ani, până când tot heliul din centrul stelei e transformat în oxigen şi carbon.

După încetarea arderilor miezul stelei începe să se contracte. Constracţia stelei e oprită de presiunea electronilor, la fel ca şi în cazul piticelor maro. Contracţia miezului stelei face ca temperatura în jurul său să crească, iar procesul de fuziune a heliului începe în stratul său exterior. Pentru o stea cu o masă iniţiala mai mică decat 8 mase solare acesta este stadiul la care evoluţia sa ia o turnură "dramatică". Straturile exterioare sunt îndepărtate, iar ce rămâne e doar miezul stelei înconjurat de gazul ce odinioară facea parte din stea. Stadiul acesta poartă numele de nebuloasa planetară. Astronomii ne-au dezvăluit de-alungul anilor imagini superbe cu nebuloasele planetare, însă, chiar şi frumuseţea acestora se stinge după aproximativ 50 de mii de ani de la apariţia lor.

Miezul stelei de odinioară se numeşte pitica albă. O pitică alba cu o masă egală cu cea a Soarelui are o rază comparabila cu cea a pământului şi o densitate de zece mii de ori mai mare decat cea a centrului Soarelui. Dacă în preajma unui pitice albe nu se află nici o altă stea pentru a-i influenţa evoluţia, temperatura acesteia scade şi cu aceasta şi luminozitatea sa.

În schimb dacă o pitică albă se află în compania unei alte stele, o altă pitică albă sau a unei stele din secvenţa principală, prin procesul de acreţie (transferul de masa de la companion) masa acesteia poate creşte până la o valoare egală cu limita Chandrasekhar, iar la această valoare a masei, pitica alba fie colapsează şi formează o stea neutronica, fie devine o supernova (acest tip de supernova ce derivă dintr-o pitică alba se numeşte supernova de tipul I).

O stea cu o masă iniţiala mai mare decat 8 mase solare are un alt destin decat stelele cu o masa mai mică decat această limită. Temperaturile din centrul stelelor masive permit dezvoltarea reacţiilor de fuziune ale carbonului, oxigenului şi a altor elemente mai

grele decat acestea. În cazul stelelor masive reacţiile nucleare de fuziune pot avea loc în acelaşi timp în mai multe straturi ale stelei, iar structura compoziţiei interne e asemănatoare cu cea a unei cepe. Miezul stelei e format din fier, stratul imediat superior e alcătuit din siliciu, următorul strat e din oxigen şi tot aşa, iar cel din exterior e format din hidrogen. O astfel de stea e numită pe buna dreptate supergigantica roşie avand o raza mai mare de 100.000 de ori decât cea a Pământului şi o luminozitate de aproximativ un milion de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui.

O astfel de stea nu trece printr-o fază de nebuloasă, aşa cum se întâmplă cu stelele cu mase mai mici de 8 mase solare, ci generează o explozie de tip supernova a cărei luminozitate e comparabilă cu cea a galaxiei gazdă. Explozia poate lăsa în urmă o stea neutronică sau o gaură neagră.