En stjärna är inte något oföränderligt, utan den föds, lever och dör, om än på ’astronomiska’ tidsskalor. Det finns mycket att säga om stjärnors utveckling, som vi i huvuddrag har en mycket god förståelse av. Det är bara de allra första och de allra sista stadierna i en stjärnas liv som är mer gåtfulla, men eftersom de är  korta ser vi de flesta stjärnor under deras långa stabila ’huvudseriefas’.

En grundläggande insikt är hur fundamental en stjärnas massa är för dess egenskaper och utveckling. En stjärna är en stor massa som gravitationen drar ihop till ett klot, men denna massa kan vara allt mellan en hundradel av solens till hundra gånger solens. För att stjärnans inre gastryck ska kunna balansera gravitationen blir dess inre miljoner grader varmt, vilket sedan i sin tur startar kärnreaktioner som upprätthåller värmen. Ju större massa desto högre temperatur och tryck i stjärnans inre, och desto snabbare kärnreaktioner och högre energiutstrålning. I de allra minsta stjärnorna (mindre än ca 8% av solens massa) blir temperatur och tryck aldrig sådana att kärnreaktioner kan starta, och dessa s.k. ”bruna dvärgar” svalnar därför snabbt (med astronomiska mått…). De allra största stjärnorna (100 gånger solens massa) producerar i stället energi så snabbt att de bokstavligen slits isär av sin egen ljusutstrålning.

I det mellanliggande spannet av massor får vi stabilt lysande stjärnor med egenskaper som i grunden bestäms av deras massor. De två mest grundläggande egenskaperna för en stjärna är dess yttemperatur och dess ljusstyrka. Stjärnors s.k. absoluta ljusstyrkor ges av deras magnitud på standardavståndet 10 parsec (32,6 ljusår). En grov tumregel säger att ljusstyrkan varierar som massan upphöjt till fyra. En stjärna tio gånger lättare än solen lyser då tiotusen gånger svagare, och en stjärna med 10 gånger solens massa tiotusen gånger starkare än solen. Solens absoluta magnitud är ungefär +5, och den lilla stjärnan hamnar då på +15 och den tunga på -5, vilket är helt rimliga värden. Yttemperaturen bestämmer färg och spektrum för det ljus vi observerar, och det visar sig att det i de flesta fall råder en strikt korrelation mellan ljusstyrka och färg. De ljusstarka stjärnorna är heta och blå, de svaga röda och kalla. Sådana ’normala’ stjärnor kallas huvudseriestjärnor, eftersom de faller längs en diagonal linje i astronomernas favoritdiagram med luminositet på y-axeln och färg på x-axeln.

Det finns också stjärnor som inte faller på huvudserien i diagrammet, framför allt ljusstarka röda s.k. jättar och superjättar. Vi har nu förstått att detta beror på stjärnornas utveckling. En stjärna föds genom komplicerade processer, men lever sedan ett lugnt liv på huvudserien ända tills kärnbränslet i centrum börjar ta slut. Då börjar en snabb (återigen, astronomiskt sett…) utveckling där stjärnan blir en röd jätte, sedan blåare igen och röd jätte för andra gången. Nu kastar stjärnan av sig stora mängder massa och slutar som en s.k. vit dvärg. Om den är riktigt massiv blir den en röd superjätte och kan till sist explodera som supernova. Ju massivare stjärna desto snabbare går utvecklingen, men ändå nästan alltid långsammare än vi kan märka på mänskliga tidsskalor. Det vi kan göra är att observera stjärnor i alla dessa olika stadier, och sedan jämföra med vår (goda) teoretiska förståelse av stjärnutvecklingen. Vi kan i datormodeller följa vad som händer i stjärnornas inre över tid, med olika antaganden om kemisk sammansättning, rotation osv.

Solen är 4,6 miljarder år gammal, men ligger fortfarande kvar på huvudserien. Den kommer så småningom att bli en röd jätte, men först om flera miljarder år. Tunga stjärnor lever däremot snabbt och intensivt, och kan genomgå  sin utveckling på miljoner år i stället för miljarder. Den stora majoriteten av stjärnor har faktiskt massor betydligt mindre än solens, och bara kärnreaktionerna kan starta kommer huvudserielivet att vara under hundratals eller tusentals miljarder år…