מחזור החיים של כוכב

מחזור החיים של כוכב הוא התהליך שבו כוכב עובר שלבים של שינויים משמעותיים ביותר במהלך חייו. משך התהליך תלוי במסה ההתחלתית של הכוכב ויכול להמשך ממיליוני שנה, במקרה של כוכבים כבדים ביותר ועד טריליוני שנה, במקרה של כוכבים קטנים ביותר (זמן שהוא ארוך בהרבה מגיל היקום). במשך כל חייו של הכוכב מופעלים מנגנונים שונים המעכבים את הקריסה העצמית שלו, הנובעת מהמשקל העצמי שלו.
רוב התהליכים הקשורים להתפתחות כוכבים הם איטיים מאד ולא ניתן ללמוד עליהם מתצפית בכוכב בודד. לכן אסטרופיזיקאים לומדים על התפתחות כוכבים משילוב של תאוריות פיזיקאליות (בעיקר פיזיקה גרעינית ותורת הקוונטים), תצפיות בכמות עצומה של כוכבים הנמצאים בשלבי התפתחות שונים וסימולציות מחשב המנבאות את מבנה הכוכבים בשלבים השונים על פי מודלים ממוחשבים.

עצמי הרביג-הארו (Herbig-Haro Objects)

ליבת קדם-כוכב שהמסה שלו מעל 0.08 מסות שמש תתלהט מספיק ובסופו של דבר יתחילו בה תגובות גרעיניות. בתחילה מימן מותך לדאוטריום ובהמשך, כאשר הלחץ והטמפרטורה עולים, הדאוטריום מותך להליום. כאשר מתחילה התכת דאוטריום, הקדם-כוכב מתחיל לדחות את החומר המסתפח אליו. בתחילה, החומר המסתפח גובר על הדחיה, אך אט אט הדחיה מתגברת. בשלב מסוים נוצרים שני סילוני חומר הנפלטים בצורה סימטרית משני הקטבים של הקדם-כוכב. הקדם-כוכב ממשיך לספוח חומר באזור קו המשווה שלו ובו זמנית לפלוט חומר דרך הקטבים. דחית החומר הולכת ומתגברת עד אשר מקיפה את פני כל קדם הכוכב, מפזרת את שאריות הענן המולקולרי ומפסיקה את ספיחת החומר לקדם-כוכב. סילוני חומר אלו התגלו בתצפיות בשנות החמישים, בנפרד, על ידי האסטרונומים ג'ורג' הרביג (George Herbig) וגילרמו הארו (Guillermo Haro) והם מכונים על שמם - עצמי הרביג-הארו (Herbig-Haro Objects).

כוכב בעל מסה נמוכה

משך החיים של כוכבים קטנים ארוך יותר מגיל היקום (שמוערך היום ב-13.7 מיליארד שנים). כוכב בעל מסה של 0.1 מסות שמש עשוי להשאר בסדרה הראשית כ-6 טריליון שנים (טריליון שווה ל-1,000 מיליארד). למעשה, מאז היווצרות היקום, כוכבים שמסתם קטנה מ-0.5 מסות שמש טרם עזבו את הסדרה הראשית ולכן ההבנה של מדענים לגבי התפתחות כוכבים כאלו מבוססת על ניתוחים תאורטיים ועל מודלים ממוחשבים ולא על תצפיות.

כוכב בעל מסה בינונית

כוכבים אשר המסה הראשונית שלהם היא בתחום של 0.5 מסות שמש עד 8 מסות שמש יסיימו להתיך את המימן שבליבה שלהם. במצב הזה, מתפתחת ליבת הליום מנוונת, ללא תהליכים גרעינים בתוכה. הלחץ של האלקטרונים המנוונים מונע המשך קריסה של הליבה והכוכב מגיע לשיווי משקל הידרוסטטי חדש. מעל הליבה מתפתחת שכבה דקה שבה מימן מותך להליום. המעטפת החיצונית מתנפחת ובמקביל הטמפרטורה שלה יורדת. הכוכב הופך להיות ענק אדום (RGB) ומתחיל לאבד מסה באופן רציף ומשמעותי.
כתוצאה מהתכת המימן מחוץ לליבה, ליבת ההליום הולכת וגדלה ואיתה גדלים הלחץ והטמפרטורה בליבה. כאשר הלחץ והטמפרטורה מספיקים להצתת ההליום, מתחיל תהליך גרעיני של התכת הליום לפחמן ובשלב מאוחר יותר גם לחמצן. כתוצאה מכך, הליבה מתנפחת, הניוון של הליבה נעלם ונפסקת התכת המימן להליום מחוץ לליבה. מעטפת הכוכב מתכווצת וטמפרטורת הפנים של הכוכב עולה. הכוכב נכנס לשלב יציב נוסף בהתפתחות שלו, ותופס את מקומו על הענף המאוזן בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל. הכוכב גדול יותר מגודלו בשלב הסדרה הראשית והבהירות שלו גבוהה יותר והופך להיות כוכב משתנה מסוג קפאיד. שלב זה מכונה לעיתים הסדרה הראשית של ההליום והוא קצר בהרבה מהשלב בו הכוכב היה בסדרה הראשית.
כאשר ההליום בליבה כלה, הכוכב הופך שנית לענק אדום. בשלב זה לכוכב ליבה שמורכבת בעיקר מפחמן וחמצן ומעליה 2 קליפות בוערות, האחת של הליום (הפנימית) והשנייה של מימן (החיצונית יותר). שלב זה מכונה הענף האסימפטוטי של הענקים (AGB), במהלכו רדיוס הכוכב וכן ההארה שלו הולכים וגדלים, טמפרטורת הפנים יורדת והכוכב מאבד מסה מהמעטפת בקצב הולך וגדל. מסלול ההתפתחות במהלך ה-AGB מקביל להתפתחות במהלך ה-RGB אבל עוצמת ההארה וקצב יצור האנרגיה גבוהים יותר והכוכב נמצא בשלב זה למשך זמן קצר יותר. תהליכי ערבול שקיימים בשלב זה בכוכב, מעשירים את המעטפת ביסודות כבדים (בעיקר פחמן וחמצן).
המעטפת העשירה במימן (וכן ביסודות כבדים יותר) מתכלה והולכת. כאשר היא יורדת למספר מאיות מסות שמש, שארית הכוכב מתחילה להתכווץ וקצב איבוד המסה עולה. לתקופה קצרה נוצרת על-רוח (super wind) במהלכה שארית המעטפת נפלטת מהכוכב במהירות מאד גבוהה. הכוכב נפרד לשני מרכיבים שמתפתחים בנפרד, המעטפת והליבה. ליבת הכוכב נחשפת ומתקבל ננס לבן, המורכב בעיקר מפחמן וחמצן. בננס הלבן לא מתרחשים תהליכים גרעיניים ואין לו מקורות אנרגיה. הטמפרטורה שלו בשלב זה היא 120,000-150,000 מעלות קלווין והוא הולך ומתקרר בתהליך שנמשך מאות אלפי שנים. המסה המקסימלית האפשרית לננס לבן היא 1.44 מסות שמש (מסת צ'נדראסקאר או גבול צ'נדראסקאר). תהליכי איבוד המסה שתוארו לעיל, גורמים לכך כי כוכבים בטווח מסות רחב (עד בערך 8 מסות שמש) מסיימים את חייהם עם מסה נמוכה מהמסה הגבולית. במקביל, שאריות המעטפת הולכות ומתפשטות. החומר שעזב את הכוכב במהלך רוח העל, מתנגש עם חומר שעזב את הכוכב בשלבים מוקדמים יותר וגורם לו לזהור ובכך הוא יוצר את המראות המרהיבים של ערפיליות פלנטריות. ערפילית פלנטרית מורכבת בעיקר ממימן אבל מכילה גם יסודות כבדים יותר, כגון הליום, פחמן וחמצן.

כוכב בעל מסה גבוהה

כוכבים בעלי מסה העולה על 8 מסות שמש מתפתחים במסלול שונה. לאחר שנוצרת ליבת פחמן וחמצן, הלחץ והטמפרטורה בליבה גבוהים דיים על מנת להצית תגובות גרעיניות נוספות והכוכב מייצר ניאון, צורן ויסודות נוספים עד שהוא מגיע לליבת ברזל. כמו כוכבים בעלי מסה בינונית, גם כוכבים מסיביים מאבדים כמויות מסה עצומות במהלך השלבים המאוחרים של התפתחותם. כוכבים שמסתם ההתחלתית גבוהה מ-40 מסות שמש יאבדו את כל מעטפת המימן שלהם במהלך התפתחותם.
השלבים המאוחרים של התפתחות הכוכב הם קצרים מאד. קיימות לכך שתי סיבות. הראשונה היא שכמות האנרגיה שמופקת מיחידת מסה הולכת ופוחתת ככל שמתקדמים בשרשרת התגובות הגרעיניות ולכן הכוכב מתיך את היסודות בקצב הולך וגובר על מנת לאזן את הכבידה העצומה שלו. הסיבה השנייה היא שהתהליכים הללו מתבצעים בטמפרטורות הולכות וגדלות. בטמפרטורות אלו נוצרים חלקיקי ניוטרינו רבים. הניוטרינו הוא חלקיק זעיר שיש לו תגובות חלשות מאד עם חלקיקים אחרים. ברגע שהוא נוצר, הכוכב כמעט "שקוף" לו ורוב רובם של הניוטרינים נפלטים אל מחוץ לכוכב וגורמים לאבדן אנרגיה גדול.
כאשר הכוכב מכיל ליבה עשויה מברזל, הוא לא יכול להמשיך להפיק אנרגיה מהיתוך גרעיני. הסיבה היא שהברזל הוא היסוד בעל הגרעין היציב ביותר מבחינת אנרגיה, כלומר הן היתוך של ברזל והן ביקועו צורכים יותר אנרגיה מאשר תתקבל על ידי התהליך. הלחץ והטמפרטורה בליבה הולכים וגדלים ולבסוף ליבת הכוכב קורסת. 
תהליך הקריסה המדויק תלוי במסה ההתחלתית של הכוכב. בכל מקרה, מדובר על תהליך מהיר ביותר המתרחש בחלקיקי שנייה. החומר נופל פנימה לכיוון מרכז הכוכב הקורס ונדחס לצפיפויות האופייניות לגרעין. הצפיפות הגבוהה שנוצרת, עוצרת בפתאומיות את הקריסה ונוצר גל הלם שמפוצץ את החלקים החיצוניים של הכוכב בהתפוצצות סופר נובה. התהליך המדויק עדיין לא ברור, אבל מהתצפיות ברור כי מדובר בתהליך שפולט אנרגיה עצומה. מעטפת הכוכב מועפת בעוצמה רבה ביותר בעוד שבמרכז הכוכב נותר כוכב נייטרונים או חור שחור. לאחר ההתפוצצות, מעטפת הכוכב ממשיכה להתפשט וניתן להבחין בשרידים שלה למשך עשרות אלפי שנה לאחר ההתפוצצות. 
כאמור, התהליך פולט כמויות עצומות של אנרגיה. רק כ-1% מהאנרגיה הוא בצורת אור נראה, ובכל זאת למשך מספר ימים סופר נובה בודדה יכולה להאיר כמו גלקסיה שלמה. בנוסף, חלק משמעותי מהאנרגיה נפלט כחלקיקי ניוטרינו. קיימים מספר סוגים של סופרנובה (SN type Ib, SN type Ic, SN type II), התלויים בגודל הכוכב שהתפוצץ. לדוגמה, כוכב שמסתו הראשונית הייתה מעל 40 מסות שמש מתפוצץ כאשר כל מעטפת המימן שלו כבר נפלטה לחלל ולכן בעקומת האור של הסופרנובה שנוצרת ממנו אין קווי מימן כלל. החום והלחץ הנוצרים במהלך הסופרנובה מאפשרים יצירת יסודות כבדים יותר מברזל. קיימת השערה כי לסופרנובות אלו זה תרומה משמעותית לאחד התהליכים האחראיים להיווצרות היסודות הכבדים מברזל (תהליך-R), אולם בשנים האחרונות מתחזקת הסברה כי התרומה של סופרנובות לתהליך זה זניחה.