هر ستارهای که اکنون در آسمان شب دیده میشود بهطور یکسان شروع شده است: بهعنوان گازی سرد که در داخل ابر مولکولی حرکت میکند. بر اساس ناسا ساینس، این ابرها عمدتاً از هیدروژن و غبار تشکیل شده‌اند، به‌اندازه‌ای سرد هستند که گاز میتواند با هم تجمع شود، و جیب‌های متراکمی را ایجاد می‌کنند جایی که آشفتگی گره‌های نامستحکم گرانشی را می‌سازد.
تولد در ابر مولکولی
هنگامی که گره متراکمی در داخل ابر مولکولی به‌اندازه کافی بزرگ شود، تحت گرانش خود فروریزد. پورتال آموزشی آژانس فضایی اروپا سدم‌ها — ابرهای عظیم گاز در بازوهای مارپیچی کهکشان‌ها — را بهعنوان مادی اولیه برای این فرآیند توصیف میکند، اشاره میکند که سدم میتواند توسط محرکی خارجی مانند انفجار مستعر ستاره نزدیک یا برخورد بین ابرها فروریزد.
گروه رصدخانه لاس کومبریس رصدخانه مقیاس درگیر را با ابر مولکولی مدل‌سازی‌شده‌ای که حدود 1.2 سال نوری پهنا و تقریباً 10 کلوین (-263 درجه سانتی‌گراد) است نشان می‌دهد — نزدیک به صفر مطلق. همان‌گونه که چنین ابری فروریزد، شروع به چرخش میکند، و به یک دیسک با هستهای متراکم و گرم‌شونده در مرکز صاف میشود.
از ستاره اولیه تا ستاره واقعی
آن هستهای گرم‌شونده ستاره اولیه نام دارد. بر اساس رصدخانه لاس کومبریس، ستاره اولیه تنها از گرمای انقباض گرانشی میدرخشد — هنوز به‌معنای جوش یک ستاره نیست. مواد آموزشی آژانس فضایی اروپا اضافه میکند که دیسک اولیه اطراف بهطور مستمر جرم را از طریق تجمع به هسته تغذیه میکند، در حالی که میدان مغناطیسی چرخنده جسم جوان باد‌های خروجی و نیروهایی را رانده میکند که به‌تدریج گاز و غبار باقی‌مانده را پاک می‌کنند.
ستاره اولیه بهطور مستمر منقبض و گرم میشود تا درجه حرارت هستهای آن تقریباً 10 میلیون کلوین را عبور کند. در آن نقطه، هسته‌های هیدروژن می‌توانند در هلیوم جوش بروند، انرژی آزاد کنند و فروریختگی بیشتر را متوقف کنند. هم ناسا ساینس و هم آژانس فضایی اروپا این لحظه را — روشن‌سازی جوش هیدروژن پایدار — بهعنوان نقطه‌ای شناختهاند که ستاره اولیه به ستاره متسلسل اصلی تبدیل میشود. بر اساس رصدخانه لاس کومبریس، طول این فاز انقباض قبل از متسلسل اصلی بهطور تیز به جرم بستگی دارد: ستاره اولیه با جرم زیاد میتواند در حدود یک میلیون سال به ستاره فروریزد، ستاره اولیه شبیه خورشید تقریباً 50 میلیون سال طول می‌کشد، و ستارههای اولیه با جرم کم می‌توانند بیش از 100 میلیون سال طول بکشند.
متسلسل اصلی: میانسالی بلند و وابسته به جرم
هنگامی که جوش شروع شود، ستاره وارد متسلسل اصلی میشود، فاز پایدار که در آن بیشتر عمر خود را هیدروژن را در هسته خود به هلیوم تبدیل میکند. ناسا ساینس بیان میکند که تمام ستاره‌ها بیشتر وجود خود را به این روش می‌گذرانند، اما مدت زمانی که این فاز طول می‌کشد تقریباً بهطور کامل به جرم بستگی دارد: ستارههای پرجرم هیدروژن را بسیار سریع‌تر از ستارههای کوچک‌تر می‌سوزانند، حتی اگر با ذخایر سوخت بزرگ‌تری شروع کنند.
عمر متسلسل اصلی و سرنوشت احتمالی، بر اساس نوع ستاره (آژانس فضایی اروپا)| نوع ستاره | جرم تقریبی (جرم‌های خورشیدی) | عمر تقریبی متسلسل اصلی | سرنوشت احتمالی نهایی |
|---|
| نوع O | ~40 | ~یک میلیون سال | مستعر ستاره؛ باقی‌ماندهٔ ستاره نوترونی یا سیاهچاله میشود |
|---|
| نوع G (شبیه خورشید) | ~1.1 | ~8 میلیارد سال | غول قرمز، سپس کوتوله سفید |
|---|
| نوع M (کوتوله قرمز) | ~0.5 | ~56 میلیارد سال | هنوز در متسلسل اصلی است؛ مرحلهٔ کوتوله سفید بسیار فراتر از سن فعلی جهان قرار دارد |
|---|
این ارقام، گرفته‌شده از مواد آموزشی تکامل ستاره آژانس فضایی اروپا، نشان می‌دهد که چرا ستارههای پرجرم‌تر و داغ‌تر کوتاه‌مدت‌ترین هستند: ستارهای نوع O با حدود 40 جرم خورشیدی در حدود یک میلیون سال می‌سوزد، در حالی که کوتوله قرمزی با حدود نصف جرم خورشید میتواند بهطور تئوری هیدروژن را برای دهه‌های میلیاردها سال جوش دهد، طول‌تر از زمان وجود جهان.
مرگ: سه پایان مختلف
ناسا ساینس و آژانس فضایی اروپا موافق هستند که جرم ستاره نیز تعیین میکند که چگونه می‌میرد. ستارههای شبیه خورشید و کمجرم تا غول‌های قرمز متورم میشوند زمانی که هیدروژن در هسته کم شود، سپس لایه‌های بیرونی خود را بهعنوان پوسته‌ای درخشان از گاز — سدم سیاره‌ای — پرتاب می‌کنند، هستهای داغ و بسیار متراکم به‌نام کوتوله سفید بهجا میگذارند. آژانس فضایی اروپا کوتولههای سفید را بهعنوان رسیدن به تراکم بالای 1000 کیلوگرم در سانتی‌متر مکعب توصیف میکند، که سپس بهطور آهسته در مقیاس‌های زمانی عظیم سرد میشوند.
ستارههایی با حدود هشت یا بیشتر جرم خورشیدی پایان بسیار خشن‌تری را مییابند. مواد آژانس فضایی اروپا ستارههای میانی جرم (حدود 8 تا 20 جرم خورشیدی) را بهعنوان عبور از مراحل جوش متوالی کربن، اکسیژن، نئون، سیلیسیم و آهن قبل از فروریختن فاجعه‌باری در مستعر ستاره نوع دوم، ستاره نوترونی بهجا میگذارند، توصیف میکند. ناسا ساینس بهطور مشابه اشاره میکند که ستارههای بسیار پرجرم‌تر از خورشید با انفجارات مستعر ستارهای پایان مییابند که عناصر ساخته‌شده در درون آن‌ها را دوباره به‌فضا پراکنده میکند.
برای ستارههای پرجرم‌ترین، آژانس فضایی اروپا بیان میکند که اگر باقیماندهی هستهای فروریخته تقریباً سه جرم خورشیدی را بیشتر کند، حتی فشار شدید که ستاره نوترونی را پشتیبانی میکند نمی‌تواند آن را نگاه‌دارد، و بیشتر به سیاهچاله فروریزد — جسمی که ناسا ساینس آن را بهعنوان دارای گرانش توصیف میکند "به‌قدری شدید که نور هم نمی‌تواند فرار کند".
بازیافت به ستارههای جدید
ماده‌ای که ستارهای در حال مرگ آزاد میکند ناپدید نمی‌شود. ناسا ساینس یادآور میشود که ماده‌ی پرتاب‌شده در مستعر ستاره یا ریخته‌شده توسط ستارهای شبیه خورشید در حال مرگ به محیط میان‌ستاره‌ای بازمی‌گردد، آن را با عناصر ساخته‌شده توسط جوش غنی میکند و به ستارههای جدید — و احتمالاً سامانه‌های سیاره‌ای جدید — اجازه می‌دهد که از باقی‌مانده‌ها تشکیل شوند. این چرخهٔ فروریختگی، جوش و پراکندگی است که ستارهشناسان در مجموع بهعنوان دوره حیات ستارهای نام‌گذاری می‌کنند.
