Inget varar för evigt. Detta börjar initialt med att omvandla väte till helium genom en process som kallas kärnfusion. Det släpper också enorma mängder energi som vi ser som (sol eller) stjärnljus. Men varje stjärna har en begränsad mängd väte och när den har tappats ut är stjärnens öde baserad på massan av vad den fortfarande har.
I över fem miljarder år har vår sol upprätthållit en jämvikt mellan vikten av dess material som faller inåt och det yttre drivet av kärnfusionen i dess inre. Varje sekund varje dag sedan det började skina har fyra hundra miljoner ton väte omvandlats till helium i en kontinuerlig, fristående vätebombeksplosion av otroliga proportioner. Tack och lov är det cirka 95 miljoner miles bort i mitten av vårt solsystem.
Men detta kan inte fortsätta för evigt, varken i vår sol eller något annat som blinkar i himlen. Så småningom blir vätet uttömt och platsen där fusionen äger rum börjar röra sig utåt från stjärnans centrum. All helium som har tillverkats kommer att bli det nya bränslet för pågående kärnreaktioner när stjärnan nästa omvandlar den till tyngre element som kol och syre. Stjärnor som är många gånger mer massiva än solen kan så småningom producera så mycket tungt material att utsidan av stjärnan kyls och enorma solvindar börjar blåsa den in i det omgivande rymden där det bildar ett slingrande skal eller nebula. Detta börjar oftast hända i de senare stadierna av stjärnans existens och är en förskugga av stjärnans eventuella kataklysmiska förstörelse.
Bilden som följer med denna artikel är av en plats i rymden cirka 5 000 ljusår från Jorden mot den norra stjärnbilden Cygnus. Färgerna i den här bilden är dock inte som de verkligen skulle se ut för våra ögon. De visar hur det här området ser ut baserat på vad scenen är gjord av genom en process som kallas färgkartläggning. Kartlagda färgbilder skapas genom att placera speciella mörka filter framför kameran. Varje filter är inställt för att bara låta ljuset från ett element passera till bildchipet. På den här bilden användes rött för att färga närvaron av väte, grönt valdes för att ge syre sin egen ton och blått tilldelades som nyans för svavel. Detta är ett sätt som astronomer kan förstå vad något är gjort av även om det är mycket långt borta och i det avlägsna förflutet.
Det ljusa, kompakta och våfflade området nära mitten av denna bild kallas Halvmånen. Det producerades för ungefär 250 000 år sedan av de stilla vindarna som blåste material från ytan på den ljusa stjärnan nära dess centrum (se till att titta på den större bilden för en bättre bild). Dessa vindar och stjärnämnet som de bar så småningom kolliderade med ett skal som blåstes från ytan vid någon tidigare period. Eftersom nytt och gammalt material blandades i den blåsa vinden, bildades tätare fickor med materia, vilket gav denna nebula sitt komplexa utseende. Stjärnan som är ansvarig befinner sig i den sista delen av sin existens och eftersom den är ungefär 20 gånger massivare än vår sol kommer den en dag att sluta i en titanisk explosion som kallas en supernova.
Den här fantastiska bilden producerades av Nicolas Outters från hans privata avbildningsplats, Orange Observatory, som ligger nära Genève, Schweiz på en höjd av 1068 meter. Nicolas tillverkade den här bilden med ett fyra tum vidvinkelteleskop. Hans totala exponeringstid, från 4 juni till 12 juni 2006 var nästan 25 timmar!
Har du bilder du vill dela? Skicka dem till Space Magazine astrofotograferingsforum eller skicka ett e-postmeddelande till dem, så kanske vi har ett i Space Magazine.
Skrivet av R. Jay GaBany
