ستاره‌ها چطور متولد می‌شوند؟
ابر به دلیل کشش گرانشی خود، شروع به فروپاشی به سمت داخل می‌کند و با کوچکتر شدن، بیشتر و سریعتر می‌چرخد و قسمت‌های بیرونی آن به یک قرص یا دیسک تبدیل می‌شوند، در حالی که داخلی‌ترین قسمت‌ها به صورت توده‌ای تقریباً کروی در می‌آیند.
به گزارش lastech و به نقل از اسپیس، این مادهٔ در حال فروپاشی، همچنان داغ‌تر و متراکم‌تر می‌شود و یک پیش‌ستارهٔ توپی‌شکل تشکیل می‌دهد. هنگامی که گرمای پیش‌ستاره به حدود یک میلیون درجه سانتیگراد برسد، هسته‌های اتمی که به طور معمول یکدیگر را دفع می‌کنند شروع به ترکیب شدن با هم می‌کنند و ستاره مشتعل می‌گردد.
همجوشی هسته‌ای باعث می‌شود مقدار کمی از جرم این اتم‌ها به مقادیر خارق‌العاده‌ای انرژی تبدیل گردد؛ برای مثال، تبدیل یک گرم جرم که به طور کامل به انرژی تبدیل می‌شود، برابر با انفجار ۲۲ هزار تن تی‌ان‌تی است.
چرخه زندگی ستارگان از الگوهایی پیروی می‌کند که عمدتاً بر اساس جرم اولیه آنهاست. این اجرام عبارتند از ستارگانی با جرم متوسط مانند خورشید، با جرم نیم تا هشت برابر خورشید، ستارگان پر جرم که بیش از هشت جرم خورشیدی دارند و نیز ستارگان کم‌جرم یک‌دهم تا نیمی از خورشید جرم دارند.
به گفته ناسا، به طور کلی هر چه جرم یک ستاره بیشتر باشد، طول عمر آن کمتر است. اجرام کوچکتر از یک‌دهم جرم خورشید، کشش گرانشی کافی برای مشتعل کردن همجوشی هسته‌ای ندارند؛ ممکن است برخی از آنها به ستاره‌های شکست‌خورده‌ای تبدیل شوند که به «کوتوله‌های قهوه‌ای» معروف هستند.
زندگی یک ستاره با جرم متوسط با ابری شروع می‌شود که نزدیک به ۱۰۰ هزار سال طول می‌کشد تا به یک پیش‌ستاره با دمای سطحی ۳۷۲۵ درجه سانتیگراد تبدیل شود. پس از شروع همجوشی هیدروژن، نتیجه حاصل، ستاره‌ای از نوع T-Tauri است؛ یعنی یک ستاره متغیر که روشنایی آن در نوسان است.
این ستاره تقریباً به مدت ۱۰ میلیون سال به کوچکتر شدن خود ادامه می‌دهد تا اینکه انبساط آن به دلیل انرژی تولید شده توسط همجوشی هسته‌ای با انقباض آن از گرانش متعادل شود. پس از آن نقطه به ستاره اصلی تبدیل می‌شود که تمام انرژی خود را از همجوشی هیدروژن در هسته خود می‌گیرد.
هر چه جرم چنین ستاره‌ای بیشتر باشد، سریعتر از سوخت هیدروژن خود استفاده می‌کند و کوتاه‌تر روی دنباله روند اصلی خود باقی می‌ماند. پس از اینکه تمام هیدروژن موجود در هسته به شکل هلیوم ذوب شده در آمد، ستاره به سرعت تغییر می‌کند، بدون اینکه تشعشعات هسته‌ای در برابر آن مقاومت کند.
گرانش بلافاصله ماده را در هسته ستاره خرد می‌کند و به سرعت ستاره را گرم می‌نماید. این امر باعث می‌شود تا لایه‌های بیرونی ستاره به شدت منبسط شوند و در حین انجام این کار سرد و قرمز شوند و ستاره را به یک غول قرمز تبدیل کنند.
هلیوم‌ها در هسته شروع به همجوشی با یکدیگر می‌کنند، و هنگامی که هلیوم از بین برود، هسته منقبض و داغ‌تر می‌شود که موجب می‌شود یک بار دیگر ستاره منبسط گردد، اما آبی‌تر و درخشان‌تر از قبل می‌شود و نیز بیرونی‌ترین لایه‌های آن دچار انفجار می‌گردند. پس از محو شدن پوسته‌های در حال انبساط گاز، هسته باقی می‌ماند؛ یعنی یک کوتوله سفید که بیشتر از کربن و اکسیژن با دمای اولیه تقریباً ۱۰۰ هزار درجه سانتیگراد تشکیل شده است.
از آنجایی که کوتوله‌های سفید هیچ سوختی برای همجوشی ندارند، در طی میلیاردها سال سردتر و سردتر می‌شوند تا به کوتوله‌های سیاهی تبدیل شوند که بسیار ضعیف‌تر از آن هستند که تشخیص داده شوند.
بنابر گفته‌های دانشمندان، خورشید نیز باید در حدود ۵ میلیارد سال آینده، دنباله روند اصلی خود را ترک کند.
در حالت دیگر، ستاره‌ای با جرم بالا شکل می‌گیرد و به سرعت می‌میرد. این ستارگان از روی پیش‌ستاره‌ها و تنها در طی ۱۰ هزار تا ۱۰۰ هزار سال تشکیل می‌شوند. با اینکه آنها در دنباله روند اصلی، داغ و آبی هستند، اما نزدیک به هزار تا یک میلیون برابر نور خورشید روشنایی دارند و پهنه آنها تقریباً ۱۰ برابر خورشید است. وقتی دنباله روند اصلی را ترک می‌کنند، تبدیل به یک ابرغول قرمز روشن می‌شوند و در نهایت آنقدر داغ می‌گردند که کربن را به عناصر سنگین‌تر تبدیل می‌کنند.
پس از گذشت حدود ۱۰ هزار سال از این همجوشی، نتیجه حاصل یک هسته آهنی به عرض تقریباً ۶۰۰۰ کیلومتر است و از آنجا که هر همجوشی دیگری، انرژی مصرف می‌کند، ستاره محکوم به فناست؛ زیرا تشعشعات هسته‌ای آن دیگر نمی‌توانند در برابر نیروی گرانش آن مقاومت کند.
به گفته ناسا وقتی یک ستاره به جرمی بیش از ۱٫۴ جرم خورشید می‌رسد، فشار الکترون نمی‌تواند از هسته در برابر فروپاشی بیشتر محافظت کند. نتیجه حاصل نیز یک ابرنواختر است. گرانش باعث فروپاشی هسته می‌شود و دمای هسته را تا نزدیک به ۱۰ میلیارد درجه سانتیگراد افزایش می‌دهد و آهن را به نوترون و نوترینو تجزیه می‌کند.
در عرض نزدیک به یک ثانیه، هسته تا حدود ۱۰ کیلومتر منقبض می‌شود و درست مانند یک توپ لاستیکی که فشرده شده است، برگشت می‌کند و از طریق ستاره موجی ضربه‌ای می‌فرستد که باعث همجوشی در لایه‌های بیرونی می‌گردد.
سپس ستاره در یک ابرنواختر به اصطلاح نوع دوم، منفجر می‌شود. اگر جرم ستاره باقی‌مانده کمتر از سه برابر جرم خورشید باشد، تبدیل به یک ستاره نوترونی می‌گردد که تقریباً تماماً از نوترون تشکیل شده است. ستاره‌های نوترونی در حال چرخش که پالس‌های رادیویی قابل تشخیص به بیرون می‌تابانند، با نام «تپ‌اختر» شناخته می‌شوند.
اگر جرم هسته ستاره بیشتر از حدود سه برابر جرم خورشید باشد، هیچ نیروی شناخته شده‌ای نمی‌تواند از آن در برابر کشش گرانشی‌اش محافظت کند، و فرو می‌ریزد و یک سیاهچاله تشکیل می‌دهد.
ستاره‌های کم‌جرم، به قدری کند از سوخت هیدروژن استفاده می‌کنند که می‌توانند به مدت ۱۰۰ میلیارد تا یک تریلیون سال به عنوان ستاره‌های دنباله اصلی بدرخشند. از آنجا که به گفته ناسا کیهان تنها حدود ۱۳٫۷ میلیارد سال سن دارد، این بدان معناست که هیچ ستارهٔ کم‌جرمی تاکنون نمرده است.
با این حال، اخترشناسان محاسبه می‌کنند که این ستاره‌ها که به کوتوله‌های سرخ معروفند، هرگز چیزی جز هیدروژن را با هم ترکیب نمی‌کنند؛ به این معنی که هرگز به غول‌های قرمز تبدیل نخواهند شد. در عوض، آنها باید در نهایت فقط خنک شوند تا به کوتوله سفید و سپس کوتوله سیاه تبدیل شوند.
