شاید با نگاه به آسمان شب، در دید اول این گونه به نظر برسد که ستارگان اجرام بسیار ساده ای هستند. چنین تصوری از آنجا ناشی میشود که این اجرام فاصله ی بسیار بسیار زیادی با ما دارند و بسیار کوچک دیده شده و نور مختصری از آنها به ما میرسد اما در واقع چنین نیست.
ستاره سهیل
ستارگان گوی های عظیمی از گازهای بسیار بسیار داغ هستند. خورشید ما که نزدیکترین ستاره به ماست_در فاصله ۱۵۰میلیون کیلومتری زمین_ نمونه ی کوچکی از ستاره ها به شمار می آید. اخترشناسان جرم، سن و میزان ترکیبات شیمیایی ستارگان را با استفاده از حرکت آنها و میزان درخشندگی و طیف سنجی نجومی تعیین میکنند. زندگی هر ستاره شامل شش مرحله می باشد: تولد یا تراکم موضعی مواد سحابی ها، نوباوگی یا مرحله ی انقباض، بلوغ (رشته ی اصلی)، پختگی یا غول سرخ، کهولت یا متغیرها و آخرین مرحله که ممکن است تبدیل ستاره به کوتوله ی سفید، ستاره ی نوترونی و یا سیاهچاله باشد.
نمودار H_R
در اوایل قرن بیستم “هنری راسل” از آمریکا و “اینار هرتسپرونگ” از دانمارک، نموداری برای گروهی از ستارگان رسم کردند که محور عمودی و افقی آن به ترتیب براساس میزان درخشندگی و دمای سطحی ستاره مدرج شده بود. آن دو پس از بررسی به این نتیجه رسیدند که حدود نود درصد از ستارگان در رشته ی باریکی قرار دارند. این رشته، رشته ی اصلی و ستارگانش، ستارگان رشته ی اصلی نام گرفتند. خورشید ما نیز یکی از ستارگان این رشته می باشد. ستارگان رشته ی اصلی بخش اعظمی از جرم کهکشان ها را به خود اختصاص داده اند و طولانی ترین دوره ی زندگی خود، یعنی دوره ی همجوشی هسته ای را که در ادامه به توضیح آن می پردازیم، سپری میکنند و پس از اتمام این فرآیند که مدت زمانش به جرم و بزرگی ستاره بستگی دارد، عمرشان پایان می یابد.
نمونه ای از ستاره ها که بر اساس رنگ طبقه بندی شده اند
توده ی ابرهای کیهانی
سحابی سه تکه M20 که در صورت فلکی قوس و در فاصله ی ۵۰۰۰ سال نوری از زمین قرار دارد. رنگ صورتی و آبی در این تصویر به ترتیب نشان دهنده ی هیدروژن یونیزه شده و ستارگان جوان و گرم است.
تصویری از سحابی سه تکه و آشکارسازی ستارگان متغیر قیقاوسی، در نور فروسرخ
ستارگان از تراکم مولکول های گاز موجود در کهکشان به وجود می آیند. در توده ی ابرهای کیهانی، تعداد اتم یا مولکول ها در هر سانتیمتر مکعب برابر ده عدد است، در حالی که این تعداد برای همان حجم در جو زمین چیزی بیشتر از۳×۱۰^۱۹ است. بنابراین با یک محاسبه ی ساده میتوان نتیجه گرفت که ستارگان تقریبا از هیچ به وجود می آیند. این توده ها بسیار وسیع و گسترده هستند به طوری که رفتن از سمتی به سمت دیگرآنها، صدها سال نوری به طول می انجامد. این توده ها که جرم بسیار زیادی دارند، عمدتا از هیروژن (۷۹درصد) وهلیوم(۲۰درصد) و مقدار ناچیزی از عناصر دیگر (در حدود ۱درصد) تشکیل شده اند.
گرد و غبار کیهانی W33 که در کهکشان راه شیری قرار داشته و ۱۳هزار سال نوری با زمین فاصله دارد. این تصویر در نور مادون قرمز تلسکوپ اسپیتزر ناسا گرفته شده است.
تصویری از ابرها و گازهای سرد که زادگاه ستارگان و سیارات می باشد. این ابرها در کهکشان SDP.81 و در فاصله ی ۱۲میلیارد سال نوری از ما واقع شده اند.
توده ی ابرهای کیهانی بسیار سرد بوده و دمایی معادل با منفی ۲۰۰درجه ی سانتیگراد دارند. از آنجایی که این دما بسیار پایین بوده و غلظت و سرعت اتم ها نیز بسیار ناچیز است، نیروی گرانشی قادر نخواهد بود تأثیری بر آنها بگذارد و توده ها میتوانند تا ابد پایدار بمانند مگر اینکه عاملی این پایداری را بر هم بزند.
