Na nocnym niebie można niemal każdej nocy dostrzec ok. 6 tysięcy gwiazd. To jednak tylko drobny ułamek wszystkich obiektów w przestrzeni kosmicznej. Szacuje się, że tylko w naszej rodzimej galaktyce – Drodze Mlecznej – znajduje się ok. 100 miliardów gwiazd. A jeśli tych galaktyk w kosmosie są kolejne miliardy – jest wręcz pewne, że nigdy nie poznamy wielu gwiazd, gdyż w międzyczasie zwyczajnie umrą.

Jak wszystko we wszechświecie, także gwiazdy mają swój początek i koniec. Choć w ich wypadku cykl życia trwa miliardy, a nawet biliony lat – nie są nieśmiertelne. Życie gwiazd, napędzających kolejne systemy, też jest skończone. A dotychczasowa ludzka wiedza pozwala dzięki setkom lat badań kosmosu, poznać na jakim etapie znajduje się niemal każdy obserwowany obiekt. Ewolucja gwiazd odbywa się bowiem według dość utartego schematu. A niektóre z nich kończą w bardzo spektakularny sposób.

Jak powstają gwiazdy?

Mówiąc w wielkim uproszczeniu, to czy w ogóle gwiazda powstanie, gdzie to nastąpi i jak długo będzie żyła zależy w dużej mierze od przypadku. Aby jej powstanie było możliwe, w konkretnym miejscu muszą się zacząć zbierać wielkie, gęste i chłodne obłoki pyłowo-gazowe. Z upływem milionów lat cząsteczki te zbliżają się do siebie i gęstnieją, tworząc zalążek nowej gwiazdy.

Ewolucja gwiazd jest wynikiem gwałtownych zmian ich składu chemicznego w wyniku reakcji termojądrowych. To one stanowią źródło energii wysyłanej przez gwiazdy. A że z czasem poszczególne pierwiastki zwyczajnie wypalają się i zmieniają swój stan, gwiazda zmienia się wraz z tym procesem – jej jasność, kolor i temperatura.  

Jakie są etapy życia gwiazd?

Etapów życia gwiazd jest kilka. A to, w jakim kierunku pójdzie ich rozwój, zależy przede wszystkim od masy gazów i pyłów, które będą brały udział w pierwszych chwilach narodzin. 

Etap I: Obłoki molekularne

Obłoki gazowe i pyłowe, z których powstają gwiazdy, to tzw. obłoki molekularne. W ich wnętrzu, pod wpływem zjawiska zwanego kolapsem grawitacyjnym (cząsteczki pod wpływem grawitacji zapadają się w sobie i zagęszczają) powstaje tzw. protogwiazda.

Obłoki molekularne to przede wszystkim wodór w postaci atomowej oraz hel. Zaledwie mniej niż 1 procent jego masy stanowią inne atomy.
Choć obłok kojarzy się z niewielkim, delikatnym, bardzo krótkotrwałym zjawiskiem, w skali kosmosu jest to dość żartobliwa przenośnia. Masa obłoków molekularnych wynosi od 100 tysięcy do 10 milionów mas Słońca, a rozmiary to nawet 50-300 lat świetlnych!

Obłoki molekularne mogą się ze sobą zderzać, mieszać, dzielić się, ale jednak z czasem pod wpływem grawitacji zapadają się. Jeśli warunki na to pozwolą, obłoki o masie ok. 50 mas słońca mogą utworzyć tzw. protogwiazdę.

Etap II: Protogwiazda

Protogwiazda to wciąż jeszcze ukryty w obłoku pyłowo-gazowym zalążek gwiazdy. Na tym etapie systematycznie rośnie lokalna gęstość i temperatura, a gdy ta dojdzie do poziomu ok. 15 mln Kelwinów - uruchomią się procesy syntezy jądrowej.

Protogwiazdy wciąż poddawane są bowiem tzw. kontrakcji grawitacyjnej, czyli kurczeniu się i zbijaniu cząstek w bardziej zwartą masę. Gdy ciśnienie, a zarazem temperatura wzrośnie wystarczająco wysoko, pod jej wpływem atomy wodoru spalają się i przemienią się w atomy helu. 

I znów temperatura jaka jest wymagana do zajścia tych reakcji zależy od masy początkowej protogwiazdy. Najmniejsza jaka jest potrzebna do utworzenia gwiazdy to 1/12 masy Słońca. Jeśli obłok jest lżejszy, zbyt niska temperatura w jego wnętrzu nie pozwoli na reakcję termojądrową. Narodzi się wówczas tzw. Brązowy Karzeł, który co prawda będzie wytwarzał pewną ilość energii, ale promieniowanie będzie za małe, by nazwać go gwiazdą w naukowym tego słowa znaczeniu. Za wartość graniczną uznaje się co najmniej 0,083 masy Słońca.

Jeśli masa i temperatura pozwalają na rozpoczęcie reakcji termojądrowej, rozpoczyna się właściwy cykl życia gwiazdy, czyli tzw. ciąg główny.