Choć gwiazdy są obiektami nieożywionymi, staramy się jednak opisać ich ewolucję, jak gdyby były one istotami żywymi. Podobnie jak my, rodzą się, żyją i potem umierają. Oczywiście ich czas życia jest znacznie dłuższy od naszego - mogą "żyć" przez miliardy lat. I podczas ich życia zachodzące w ich wnętrzu procesy jądrowe wyzwalają przeogromne ilości energii, która powoduje ich charakterystyczne świecenie. Zaczijmy więc od początku. Skąd biorą się gwiazdy?
Materia nie jest równomiernie rozłożona w przestrzeni kosmicznej. Pomiędzy pustkami istnieją obszary obłoków złożonych z gazu i pyłu, zwanych ośrodkiem międzygwiazdowym, które są gęstsze od swego otoczenia. Na ogół energia kinetyczna cząsteczek gazu będzie równoważona przez siły grawitacji. Jednakże, gdy następuje zaburzenie obłoku, może przez pobliską supernową, równowaga zostaje zniszczona, a obłok może w niektórych obszarach zwiększyć swą gęstość.
Kiedy osiągną pewną masę krytyczną, najgęstsze części obłoku mogą pod wpływem własnego przyciągania grawitacyjnego ulec ściśnięciu, powodując, że obłok podzieli się na obszary mniejsze i gęstsze. Taki proces trwa kilka milionów lat. Gdy obłok ulega ściśnięciu, jego temperatura i gęstość rosną. Ten nowy obiekt uzyskuje w końcu kształt sferyczny i staje się protogwiazdą. Ze względu na przyciąganie grawitacyjne materia wciąż na nią spada, co powoduje ciągły wzrost jej temperatury i gęstości aż do chwili, gdy stanie się tak duża, że zaczną się w niej pojawiać reakcje jądrowe, w których wodór ulega syntezie (fuzji) jądrowej, w wyniku której tworzy się hel - zrodziła się nowa gwiazda.
W środku tego obłoku gazu i pyłu, zwanego mgławicą Omega tworzą się ciągle nowe gwiazdy. Źródło: NASA
Większość gwiazd rodzi się wewnątrz ramion galaktyki spiralnej, w której znajduje się więcej gazu i pyłu. Czasem kilka gwiazd może powstać wewnątrz tego samego obłoku molekularnego i wtedy mamy do czynienia z tym, co nazywamy gromadą gwiazd. Istnieją dwa rodzaje gromad:gromady otwarte, które zawierają kilkaset względnie młodych, gorących gwiazd, które są stosunkowo silnie oddalone od siebie i gromady kuliste, zawierające tysiące znacznie starszych gwiazd, znacznie bardziej upakowanych.
Za wyjątkiem Słońca, większość gwiazd jest nadzwyczaj daleko. Najbliższa, Proxima Centauri, znajduje się w odległości 4,24 lat świetlnych, co oznacza, że kiedy astronom obserwuje gwiazdy, trudno stwierdzić, co się właściwie dzieje. Obserwują oni głównie dwie rzeczy: jasność gwiazdy i jej kolor.
Gdy astronom mówi o jasności gwiazdy, ma na myśli jasność bezwzględną , a więc rzeczywistą jasność gwiazdy, a nie tę bezpośrednio obserwowaną, która zależałaby od tego, jak daleko od nas znajduje się dana gwiazda. Jasność mierzy się z reguły w skali logarytmicznej względem naszego Słońca. Na przykład, jeśli gwiazda ma jasność 1, to oznacza, że jej jasność jest taka sama, jak Słońca. Kolor gwiazdy jest związany z temperaturą jej powierzchni: "gorętsze" gwiazdy są bardziej niebieskie niż zimne, które są bardziej czerwone.Można stworzyć dwuwymiarowy wykres, pokazujący temperatury powierzchni gwiazd w funkcji ich jasności. Taki wykres mógłby wyglądać jak ten po prawej stronie.
To prawdopodobnie najważniejszy wykres w astronomii, diagram Hertzsprunga-Russella, nazwany na cześć dwóch astronomów, którzy sporządzili go jako pierwsi. Na osi poziomej znajduje się temperatura powierzchni, wzrastająca od prawej do lewej, a na osi pionowej zaznaczona jest wysyłana energia lub jasność gwiazdy.Co ciekawe, gwiazdy na tym wykresie nie są równo rozłożone. Zamiast tego tworzą one wyraźny wzór. Większość gwiazd leży w pasmie od lewego górnego miejsca na wykresie (gwiazdy duże, jasne, gorące) do dolnej prawej częci (gwiazdy małe, ciemne, zimne). Taki układ nazywamy Ciągiem Głównym. Na górze po prawej stronie wykresu Hertzsprunga-Russela znajdują się bardzo duże, jasne ale zimne gwiazdy, które nazywamy Czerwonymi Olbrzymami, a na dole w lewym rogu mamy Białe Karły: gwiazdy małe, ciemne i nadzwyczaj gorące.
W ciągu około 90% życia gwiazdy jest ona względnie stabilną i ma w przybliżeniu taką samą jasność, temperaturę powierzchni i rozmiar. W tym punkcie swej ewolucji gwiazda znajduje się w równowadze hydrostatycznej. Z tego względu, jej położenie na diagramie Hertzsprunga-Russela jest stała, gwiazda zaś znajduje się w ciągu głównym - nasze Słońce jest pierwszym tu przykładem. Ciąg obejmuje na diagramie obszar od gwiazd gorących i jasnych na górze po lewej stronie do zimniejszych i ciemniejszych na dole po prawej. W tej fazie gwiazdy mogą przebywać przez bardzo długi czas. Skale czasowe nie są jednak takie same dla wszystkich gwiazd. Większe starają się spalać swe paliwo znacznie szybciej i dlatego też giną znacznie wcześniej. Mniejsze gwiazdy nie potrzebują do zrównoważenia ich grawitacji tak wiele energii i żyją dłużej.
Etapy życia gwiazdy zdefiniowane są przez ilość i rodzaj jej paliwa. Podczas przebywania w ciągu głównym gwiazdy zużywają wodór jako swe paliwo. Gdy zaczyna go ubywać, gwiazda zużywa mniej energii na skompensowanie swego ciężaru, a jej rdzeń zaczyna się kurczyć. Powoduje to wzrost temperatury i gęstości w rdzeniu, a w konsekwencji wzrost jasności. Takie gwiazdy nazywane są Czerwonymi Olbrzymami. Na diagramie Hertzsprunga-Russela znajdują się one w prawym górnym rogu.
W wypadku niewielkich gwiazd (o masie mniejszej niż 8 mas Słońca), w końcówce fazy Czerwonego Olbrzyma, gwiazda nie może skurczyć się w wystarczający sposób, aby wciąż wytwarzać temperaturę potrzebną do dalszych reakcji fuzji jądrowej. Gdy brakuje energii jądrowej, zewnętrzne warstwy gwiazdy stają się niestabilne i zaczynają być zdmuchiwane przez wytwarzany przez gwiazdę wiatr gwiezdny. Widzimy je z Ziemi jako wielokolorowe obłoki gwałtownie odrywające się od gwiazdy i pozostawiające rdzeń gwiazdy za sobą. Taki obłok odlatujący z gwiazdy zwany jest mgławicą planetarną.
Mgławica Ślimak jest przykładem mgławicy planetarnej zdmuchniętej z pozostawianego za sobą Białego Karła i wciąż ją widać w samym środku zdjęcia (Źródło: NASA). Mgławica planetarna nazywa się tak nie dlatego, że ma cokolwiek wspólnego z planetami, ale dlatego, że wcześniejsi astronomowie nie widzieli jej dobrze i wyglądała ona jak rozmazana kula - trochę jak planeta.Resztki rdzenia są małe ale bardzo gęste i gorące. Takie obiekty są zwane Białymi Karłami ze względu na ich małe rozmiary i białą, gorącą powierzchnię. Są one tak gęste, że zwykła łyżeczka od herbaty ich materiału ważyłaby ile słoń na Ziemi. Białe Karły umiejscowione są na diagramie Hertzsprunga-Russela w lewym dolnym rogu. Dla małych gwiazd, jak nasze Słońce, resztki rdzenia będą składały się z węgla (i niewielkiej ilości tlenu), jednak w wypadku większych gwiazd, mogą być zbudowane z neonu.
W gwiazdach tych nie zachodzą już reakcje syntezy (fuzji) jądrowej, będą więc stopniowo traciły ciepło. W końcu staną się ciemne i zostaną Brązowymi Karłami.Jak widzieliśmy, istnieje wiele rodzajów gwiazd, które mogą się bardzo różnić. Najbardziej oczywistą różnicą między nimi jest ich rozmiar. Rysunek niżej pokazuje kilka gwiazd z naszej galaktyki. Mamy tu trzy czerwone olbrzymy: Antares, Betelgez i Aldebaran. Rigel jest niebieskim nadolbrzymem. Syriusz jest gwiazdą z ciągu głównego, ale większą od Słońca - pokazany jest jako mała kropka na dole z lewej strony, maleńki w porównaniu z innymi. Białe Karły są tak niewielkie, że nie można ich pokazać na tej fotografii. Źródło: NASA.
W gwieździe o masie większej od 8 mas naszego Słońca, śmierć sygnalizuje gigantyczny wybuch: w czasie pierwszej sekundy może być on tak jasny jak cała galaktyka z setkami miliardów gwiazd. Eksplozje tego rodzaju noszą nazwę Supernowych II typu.
Po supernowej, w zależności od oryginalnej masy gwiazdy, możliwe są dwie sytuacje jeśli chodzi o jej rdzeń. W wypadku mniejszych gwiazd, rdzeń staje się gwiazdą neutronową. Jednakże, jeśli rdzeń gwiazdy ma masę większą od ok. 2,5 mas Słońca, to to, co pozostaje jest czarną dziurą. Jasna plama na niniejszym zdjęciu pokazuje wybuch supernowej 1987 roku w Obłoku Magellana, około 156 000 lat świetlnych od nas.Choć gwiazdowy wybuch miał miejsce około roku 166 000 p.n.e. obserwowaliśmy go 23 lutego 1987 roku. SN1987A była jedną z najjaśniejszych eksplozji od wynalezienia teleskopu więcej niż 400 lat temu. Źródło: NASA/HUBBLE.
Podczas supernowej całą materia zaczyna skupiać się w rdzeniu wybuchającej gwiazdy. Oznacza to, że elektrony i protony zostają tak bardzo ściśnięte, że tworzą się z nich neutrony. Istnieje granica ściśnięcia samych neutronów - w końcu rdzeń przestaje zmniejszać się i tworzy się gwiazda neutronowa
Gwiazda neutronowa składa się z samych neutronów i ma promień około 10 km. Jest ona jednak tak gęsta, ze łyżeczka od herbaty jej materiału ma masę równą około 20 mas Wielkiej Piramidy w Gizie. W rzeczy samej, gwiazda neutronowa jet najgęstszym ze znanych nam obiektów.Najlepiej poznany pulsar znajduje się w mgławicy Rak.Mgławica ta jest obłokiem gwiazdowym utworzonym w wybuchu supernowej, zaobserwowanym przez Chińczyków w roku 1054. Od tej pory mgławica Rak rozszerza się. W centrum tego obłoku znajduje się pulsar tj. gwiazda neutronowa obracająca się 30 razy na sekundę. Źródło: NASA.
Aby mogła utworzyć się czarna dziura, gwiazda musi mieć masę powyżej 2,5 mas Słońca. Przy tak wielkich masach, pole grawitacyjne rdzenia jest tak silne, że kiedy materiał gwiazdy raptownie zapada się ku środkowi, siły odpychania między neutronami nie są w stanie powstrzymać tego procesu. Materia stopniowo tworzy ośrodek coraz gęstszy, aż w końcu zostaje on czarną dziurą.
Czarna Dziura jest częścią przestrzeni kosmicznej, w której zgromadzone jest tak wielka masa (a więc pole grawitacyjne), ze nic, nawet światło, nie jest w stanie z niej uciec. Sytuacja ta znana jest pod nazwą osobliwości, gdyż cała materia jest w niej skupiona w jednym punkcie. Ponieważ światło nie może z niej uciec, czarne dziury są ... czarne. To oznacza, że astronomowie nie mogą ich zobaczyć. Niemniej jednak, czarną dziurę można zaobserwoać drogą obserwacji podwyższonej temperatury materii skupionej wokół czarnej dziury, gdy materia ta krąży spiralnie i jest połykana przez czarną dziurę. Czarne Dziury mają zwykle masy pomiędzy 4. a 10. mas Słońca.Istnieją jednak czarne dziury innego rodzaju. Astronomowie zaobserwowali także supermasywne czarne dziury (SBH od ang. Supermassive Black Holes),o masach miliony razy większych niż masa naszego Słońca. Takie czarne dziury znajdują się w środku galaktyk. Istnieje nawet jedna w centrum naszej galaktyki. Zwana jest ona Sagittarius A*, a jej masa to w przybliżeniu 4 miliony mas Słońca. Niektóre z tych supermasywnych czarnych dziur wysyłają wysokoenergetyczne zgęstki materii zwane kwazarami.
Wyobrażenie artystyczne odległego kwazara we wczesnym Wszechświecie. Otaczając go gęsty gaz, pył a nawet gwiazdy są przyczyną jasności kwazara gdy zostaje wciągany do czarnej dziury. Źródło: NASA.
Kwazary mogą emitować energię równoważną setkom galaktyk z przestrzeni, która jest niewiele większa od naszego Układu Słonecznego. Znaleziono je tylko w bardzo dalekich obszarach i tworzyły się, gdy Wszechświat był znacznie młodszy, a gęstość materii otaczającej supermasywną czarną dziurę była znacznie większa. Czarne dziury pozostałe obecnie w galaktykach pochłonęły już większość otaczającej je materii i z tego względu wytwarzają znacznie mniej energii. Ku zaskoczeniu, historia na tym się nie kończy: astronomowie odkryli bowiem jeszcze jeden rodzaj czarnej dziury: pośrednią czarną dziurę o masie setki razy większej od masy Słońca. To względnie niedawne odkrycie i astronomowie nie są do końca pewni, co z tym zrobić. Podczas gdy badania wydają się potwierdzać istnienie takich obiektów, nikt nie umie wyjaśnić, w jaki sposób zostały one utworzone i są zdecydowanie za duże, aby pochodziły od gwiazd!Materia osadzająca się na powierzchni Białego Karła wybucha. Taki wybuch nazywamy nową, jako że wygląda to tak, jakby na niebie pojawiła się nowa gwiazda. Każdego roku około dziesiątek takich nowych obserwuje się w samej Drodze Mlecznej. Gwiazda jest jasna przez kilka dni lub tygodni nim w końcu zczernieje. Obserwuje się też nowe, rekurencyjnie pojawiajace się w danych przedziałach lat lub dekad.
Daleko stąd gwiazda wybuchła jako supernowa typu I. Widać ją jako jasną plamę niżej z lewej strony, pojawiającą się na obrzeżach galaktyki (Źródło: NASA). A to druga możliwość: Biały Karzeł może być rozerwany w gigantycznym wybuchu zwanym supernową I typu. Takie supernowe mogą zdarzać się równie często i być tak bardzo jasne jak supernowe II typu. Ich jasność może być podobnna do jasności setek miliardów gwiazd.
To zależy od masy gwiazdy.