Въпреки че звездите са неодушевени обекти, ние склонни да описваме техните еволюционни етапи сякаш са живи. Точно като нас, те се раждат, живеят и умират. Разбира се, техният живот е много по-дълъг от нашия и те могат да „живеят" милиарди години. По време на живота си звездите произвеждат огромни количества енергия чрез ядрени процеси в своята вътрешност, което им придава характерния блясък. Нека започнем от началото. Откъде идват звездите?

Материята не е разпределена равномерно в пространството. Между празнините на пустотата има области от облаци газ и прах, наречени междузвездна среда, които са по-плътни от заобикалящата ги среда. Обикновено кинетичната енергия на частиците в облаците е в равновесие с гравитационната сила на облака. Ако обаче облакът бъде нарушен, например от близка свръхнова, равновесието се нарушава и облакът може да стане по-плътен в определени зони.

Когато достигнат определена критична маса, най-плътните части на облака могат да се свият под влияние на собственото си гравитационно привличане, което кара облака да се фрагментира на по-малки и по-плътни части. Този процес отнема няколко милиона години. Докато облакът се свива, температурата и плътността се увеличават. В крайна сметка новият обект придобива сферична форма и става това, което се нарича протозвезда. Поради своето гравитационно привличане, материята от облака продължава да пада в нея, непрекъснато повишавайки температурата и плътността, докато те не станат толкова големи, че да започнат ядрени реакции, при които водородът се слива, за да образува хелий. Нова звезда се ражда.

В центъра на този облак от газ и прах, наречен мъглявина Омега, непрекъснато се формират нови звезди. Източник: NASA

Повечето звезди се раждат в рамената на спирална галактика, където има повече газ и прах. Понякога в един и същи молекулен облак могат да се образуват няколко звезди и получаваме това, което е известно като звезден куп. Има два вида купове: отворени купове, които обикновено съдържат няколкостотин сравнително млади, горещи звезди, доста раздалечени, и глобуларни купове, които обикновено съдържат хиляди много по-стари звезди, наредени по-плътно заедно.

С изключение на Слънцето, повечето звезди са изключително далеч. Най-близката звезда, Проксима Кентавър, е на разстояние 4,24 светлинни години. Това означава, че когато астрономите наблюдават звезди, е трудно да видят точно какво се случва. Те наблюдават главно две неща: яркостта на звездата и нейния цвят.

Когато астрономите говорят за яркостта на звездата, те имат предвид абсолютната звездна величина, тоест истинската яркост на звездата, а не привидната яркост, която зависи от разстоянието до нас. Тя обикновено се измерва в логаритмична скала спрямо нашето Слънце: например, ако дадена звезда има яркост 1, тя е толкова ярка, колкото Слънцето. Цветът на звездата е свързан с температурата на нейната повърхност: „по-горещите" звезди изглеждат по-сини от по-студените звезди, които са червеникави.

Може да се създаде двуизмерна графика с температурите на повърхността на звездите спрямо тяхната яркост. Графиката може да изглежда като тази вдясно.

Това вероятно е най-важната диаграма в астрономията — диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, наречена на двамата астрономи, които първи я нарисували. По хоризонталната ос е температурата на повърхността, нарастваща от дясно наляво, а по вертикалната ос е енергийният изход или яркостта на звездата.

Интересното е, че звездите в диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел не са разпределени равномерно. Вместо това те образуват много отчетлив модел. Повечето звезди се намират в ивица от горния ляв ъгъл на диаграмата (големи, ярки, горещи звезди) до долния десен ъгъл (малки, тъмни, студени звезди). Това се нарича Главна последователност. В горния десен ъгъл на диаграмата са много големи, ярки, но студени звезди, които се наричат Червени гиганти, а в долния ляв ъгъл са Белите джуджета — малки, тъмни, но изключително горещи звезди.

Приблизително 90% от живота на дадена звезда тя ще бъде сравнително стабилна и ще има приблизително еднаква яркост, температура на повърхността и размер. В този момент от еволюцията си звездата е в хидростатично равновесие. Следователно нейното положение в диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел не се променя. В това състояние звездата е звезда от Главната последователност: нашето Слънце е типичен пример. Те варират от горещи и ярки звезди в горния ляв ъгъл на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел до по-студени и по-тъмни в долния десен ъгъл. Звездите могат да останат в тази фаза много дълго. Въпреки това времевите скали за звездите не са еднакви. По-големите звезди са склонни да изгарят гориво много по-бързо и следователно то им свършва много по-скоро. По-малките звезди не трябва да използват толкова много енергия, за да неутрализират гравитацията си, и затова живеят по-дълго.

Стадиите от живота на звездата се определят от това колко и какъв вид гориво има звездата. По времето на Главната последователност звездите използват водород като гориво. Когато водородът започне да свършва, звездата произвежда по-малко енергия, за да поддържа теглото си, и ядрото й започва да се свива. Това увеличава температурата и плътността в ядрото и в резултат яркостта на звездата се увеличава. Чрез увеличеното отделяне на топлина радиусът на звездата се увеличава 100 до 1000 пъти спрямо първоначалния й размер, но с повече повърхност за загряване и по-малко гориво за това температурата на повърхността може да намалее с до 50% и звездата да стане по-червена. Такива звезди се наричат Червени гиганти. В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел те се намират в горния десен ъгъл.

За малките звезди (тоест по-малко от 8 пъти масата на Слънцето), в края на фазата на Червения гигант, звездата не може да се свие достатъчно, за да генерира температурите, необходими за по-нататъшно ядрено сливане. Без ядрени процеси, захранващи я, външните слоеве на звездата стават нестабилни и звездният вятър, произвеждан от звездата, ги отнася. От Земята можем да видим това като огромни цветни облаци, бързо отдалечаващи се от звездата, оставяйки само звездното ядро. Този облак, отдалечаващ се от звездата, се нарича планетарна мъглявина.

Мъглявината Хеликс е пример за планетарна мъглявина, която е била отдухана от оставеното зад нея Бяло джудже, видимо в самия център на снимката (Източник: NASA). Планетарната мъглявина се нарича така не защото има нещо общо с планети, а защото астрономите от по-ранни времена не са могли да я наблюдават добре и тя е изглеждала като размазана сфера — малко като планета.

Оставащото ядро е малко, но много плътно и горещо. Те се наричат Бели джуджета заради малкия си размер, но бяло-гореща повърхност. Те са толкова плътни, че само чаена лъжичка от техния материал би тежала колкото слон на Земята. Белите джуджета се намират в долния ляв ъгъл на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. За малките звезди като нашето Слънце, оставащото ядро ще се състои от въглерод (и малко кислород), но за по-големите звезди то може да бъде изградено от неон.

Тези звезди вече не синтезират материя заедно, така че ще губят топлина с течение на времето. В крайна сметка ще се стъмнят и ще станат Кафяви джуджета.

Както видяхме, има много различни видове звезди и те могат да се различават много. Най-очевидната разлика между тях е размерът. Снимката по-долу показва няколко звезди от нашата галактика. Има три червени гиганта: Антарес, Бетелгейзе и Алдебаран. Ригел е син свръхгигант. Сириус е звезда от главната последователност, но по-голяма от Слънцето ни — показана като малка точка вдолу вляво, малка в сравнение с другите. Белите джуджета са толкова малки, че не могат да бъдат показани в мащаб на тази снимка. Източник: NASA.

За звезди с маса повече от 8 пъти масата на Слънцето, смъртта се сигнализира с гигантска експлозия: в рамките на първата секунда тя може да бъде толкова ярка, колкото цяла галактика с стотици милиарди звезди. Такива експлозии се наричат Свръхнови от тип II.

След свръхнова, в зависимост от масата на оригиналната звезда, има два възможни изхода за ядрото на звездата. За по-малките звезди ядрото се превръща в Неутронна звезда. Ако обаче ядрото на звездата има маса повече от около 2,5 пъти масата на Слънцето, остатъкът е Черна дупка.

Ярката точка на тази снимка е свръхновата от 1987 г., избухнала в Магелановия облак на около 156 000 светлинни години от нас.

Въпреки че звездната експлозия е настъпила около 166 000 г. пр. Хр., тя е наблюдавана от нас на 23 февруари 1987 г. SN 1987A е една от най-ярките звездни експлозии след изобретяването на телескопа преди повече от 400 години. Източник: NASA/HUBBLE

По време на свръхнова цялата материя се свива в ядрото на избухващата звезда. Това означава, че протоните и електроните са компресирани толкова тясно, че се превръщат в неутрони. Има ограничение за това колко много неутрони могат да бъдат компресирани и затова в крайна сметка ядрото спира да се свива и се образува Неутронна звезда.

Неутронните звезди се състоят само от неутрони и имат радиус само около 10 км. Въпреки това, Неутронната звезда е толкова плътна, че само една чаена лъжичка от нейния материал тежи около 20 пъти масата на Голямата пирамида в Гиза. Всъщност, Неутронните звезди са най-плътните обекти, които познаваме. Много неутронни звезди се въртят бързо с периоди между няколко милисекунди (1/1000 секунди) и секунди. Това въртене генерира радиовълни, които се наблюдават от радиоастрономите като остри и равномерни импулси и такава Неутронна звезда се нарича Пулсар. Открити са повече от 400 такива пулсари след първото откритие на първата Неутронна звезда през 1967 г.

Най-известният пулсар се намира в центъра на Крабовата мъглявина. Крабовата мъглявина е облак, създаден при свръхновна експлозия, наблюдавана от китайски астрономи през 1054 г. сл. Хр. Крабовата мъглявина се разширява от тогава. В центъра на този облак е пулсар, тоест Неутронна звезда, въртяща се около 30 пъти в секунда. Източник: NASA

За да се образува Черна дупка, ядрото на звездата трябва да има маса повече от 2,5 пъти тази на Слънцето. При такива високи маси гравитационната сила на ядрото е толкова голяма, че когато звездната материя бързо се срива вътре, силата на отблъскване между неутроните не може да я противодейства. Материята продължава да пада, създавайки все по-плътен обект, докато накрая не стане Черна дупка.

Черната дупка е част от пространството, в която е концентрирана толкова много маса (а следователно и гравитация), че нищо — дори светлина — не може да избяга от нея. Това е известно като сингулярност, тъй като цялата материя е концентрирана в една единствена точка. Тъй като от нея не може да избяга никаква светлина, черните дупки изглеждат... черни. Това означава, че астрономите не могат да ги видят. Те обаче могат да бъдат открити чрез наблюдаване на нарастването на температурата на заобикалящата ги материя, когато тя се завъртва и бива погълната от Черната дупка. Тези Черни дупки обикновено имат маси, вариращи от около 4 до 10 пъти масата на Слънцето.

Има обаче и други видове Черни дупки. Астрономите са открили и Свръхмасивни черни дупки (СЧД), чиито маси са милиони пъти по-големи от нашето Слънце. Те са намерени в центъра на галактиките. Има дори такава в центъра на нашата собствена галактика. Тя се казва Стрелец A* и масата й е около 4 милиона пъти масата на Слънцето. Някои СЧД създават мощни струи, наречени квазари.

Художествена интерпретация на далечен квазар в ранната Вселена. Заобикалящите плътни газ, прах и дори звезди произвеждат яркостта на квазара, когато се засмукват в СЧД. Източник: NASA

Квазарите могат да излъчват енергията на стотици галактики от площ, която не е много по-голяма от нашата слънчева система. Квазарите се намират само много далеч и са се образували, когато Вселената е била много по-млада и плътността на материята около СЧД е била много по-голяма. Черните дупки, останали сега в центъра на галактиките, вече са погълнали по-голямата част от заобикалящата ги материя и затова произвеждат много по-малко енергия.

Изненадващо, историята не свършва дотук — астрономите са открили още един вид Черна дупка: средновеличинната черна дупка, с маса стотици пъти по-голяма от Слънцето. Това е сравнително ново откритие и астрономите не са напълно сигурни какво да мислят за него. Докато изследванията изглежда доказват тяхното съществуване, никой не може да обясни как се създават, тъй като изглежда са твърде големи, за да бъдат резултат от звезди!

Повечето звезди не са единични звезди като Слънцето ни, а са така наречените двойни, състоящи се от две звезди. Може да се случи, че едната от тези звезди вече е станала Бяло джудже, докато другата все още е Червен гигант. В този случай материята се акретира, тоест непрекъснато се прехвърля от Червения гигант към Белото джудже. В зависимост от скоростта на отлагане на материята на повърхността на Белото джудже има два изхода.

Отложената материя на повърхността на Белите джуджета избухва. Такова взривяване се нарича нова (на латински това означава „нова"), тъй като изглежда сякаш на небето се е появила нова звезда. Всяка година се наблюдават около десетки такива нови само в Млечния път. Звездата е ярка за няколко дни или седмици, преди отново да потъмнее. Наблюдавани са и повтарящи се нови с интервали от години или десетилетия.

Далеч взривна звезда е избухнала като свръхнова от тип I. Тя е видима като ярката точка вдолу вляво, настъпила в периферията на дадена галактика (Източник на изображението: NASA). Това е втората възможност: Белото джудже може да избухне в гигантска експлозия, наречена свръхнова от тип I. Тези свръхнови могат да се случват също толкова често и могат да бъдат толкова ярки, колкото свръхновите от тип II: могат да имат яркостта на стотици милиарди звезди.