چرخه‌ی زندگی ستاره‌ها از الگویی تبعیت می‌کند که عمدتا براساس جرم اولیه‌ی ستاره است. ستارگان درون قسمتِ چگالِ گازوغبار میان‌ستاره‌ای با نام سحابی (ابر) متولد می‌شوند که برخی از آن‌ها را به نام ابرهای مولکولی می‌شناسند. ابرهای مولکولی به‌طور عمده از هیدروژن تشکیل شده‌اند؛ ۲۳ تا ۲۸ درصد آن‌ها حاوی گاز هلیوم است و درصد بسیار کمی عناصر سنگین‌تر را شامل می‌شود.
وقتی نواحی چگال هسته‌ی سحابی تحت گرانش خود رمبش می‌کند، شکل‌گیری ستاره آغاز می‌شود. رمبش هسته، توده‌هایی به‌وجود می‌آورد که سپس به پیش‌ستاره (Protostar) تبدیل می‌شود. به‌نظر کل فرایند تا ۱۰ میلیون سال طول می‌کشد.یک ابرِ پیش‌ستاره تا زمانی که انرژی پیوندی گرانشی آن از بین نرود به رمبش ادامه خواهد داد. این انرژی اضافی ابتدا از طریق تابش آزاد می‌شود. ابر در حال رمبش، درنهایت برای تداوم تابش، کدر می‌شود و سرانجام، انرژی باید به روش‌های دیگری آزاد شود.
یک ابرِ پیش‌ستاره تا زمانی که انرژی پیوندی گرانشی آن از بین نرود به رمبش ادامه خواهد داد. این انرژی اضافی ابتدا از طریق تابش آزاد می‌شود. ابر در حال رمبش، درنهایت برای تداوم تابش، کدر می‌شود و سرانجام، انرژی باید به روش‌های دیگری آزاد شود وقتی دمای هسته به ۲۰۰۰ کلوین می‌رسد، انرژی حرارتی، مولکول‌های هیدروژن را تجزیه می‌کند که مربوط به یونیزه شدن اتم‌های هیدروژن و هلیوم است. این فرایندها انرژی حاصل از انقباض را جذب می‌کنند.
زمانی که چگالی ماده‌ی در حال رمبش به اندازه کافی رسید و شفاف شد، انرژی تابشی از طریق پیش‌ستاره امکان گسیل شدن پیدا می‌کند. ترکیب گسیل انرژی به روش همرفت در درون پیش‌ستاره و گسیل انرژی به روش تابش از نواحی خارجی آن، به ستاره این امکان را می‌دهد تا بیشتر منقبض شود. این انقباض گاز را بسیار داغ می‌کند و تا جایی ادامه می‌یابد که فشار داخلی پیش‌ستاره در برابر رمبش گرانشی مقاومت می‌کند و بین نیروی رو به خارج و روبه داخل تعادلی برقرار می‌شود، حالتی که تعادل هیدروستاتیکی نام دارد. زمانی که فاز (مرحله) برافزایشی در حال اتمام است، جرم به جا مانده یک پیش‌ستاره خواهد بود.
برافزایش مواد روی پیش‌ستاره به‌صورت جزئی از دیسک پیرا-ستاره‌ای ادامه می‌یابد. دیسک پیراستاره‌ای تجمعی از ماده در اطراف ستاره است که از گاز، غبار، خرده‌سیارات، سیارک‌ها یا بقایای برخوردها تشکیل شده‌است، وقتی که دما و چگالی به اندازه کافی باشد، همجوشی دوتریم آغاز می‌شود و فشار روبه بیرونِ ناشی از تابش، رمبش را کند می‌کند، اما متوقف نمی‌کند. موادی که ابر را تشکیل می‌دهند، روی پیش‌ستاره فرو می‌ریزند. در این مرحله جت‌های دوقطبی به نام اجرام هربیگ-هارو (Herbig-Haro) تولید می‌شوند. به‌نظر می‌رسد که این موضوع باعث کم شدن تکانه زاویه‌ایِ اضافیِ موادِ افتان می‌شود که به ستاره امکان شکل‌گیری می‌دهد.
زمانی که پوشش گاز و غبار محیط اطراف پراکنده می‌شود و فرایند برافزایشی متوقف می‌شود، ستاره به‌عنوان یک ستاره-پیش-رشته‌ی اصلی شناخته می‌شود. منبع انرژی این اجرام از انقباض گرانشی به‌دست می‌آید که برخلاف احتراق هیدورژنی است که در ستارگان رشته اصلی رخ می‌دهد. ستارگان پیش-رشته اصلی مسیر هایاشی (hayashi) را در نمودار هرتسپرانگ-راسل دنبال می‌کنند. به این ترتیب، انقباض تا رسیدن به حد هایاشی ادامه می‌یابد و پس از آن در مقیاس زمانی کلوین-هلمهولتز با دمای ثابت ادامه می‌یابد.
مکانیسم کلوین-هلمهولتز فرایندی نجومی است که در آن سطح یک ستاره (یا سیاره) سرد می‌شود. سرد شدن سطح منجر به کاهش فشار می‌شود و ستاره در اثر آن منقبض می‌شود. این انقباض، به نوبه خود هسته ستاره را گرم می‌کند.
ستارگانی با جرم کمتر از نصفِ جرم خورشید به رشته اصلی می‌پیوندند. ستارگان پیش-رشته اصلی با جرم بیشتر نیز در پایان مسیر هایاشی به آرامی به حالت هیدروستاتیکی رمبش می‌کنند و از مسیر هنیِی (henyey) تبعیت می‌کنند.
مسیر هایاشی یک رابطه میان دما و درخشندگی است که ستارگان تازه متولد شده با جرم‌های کمتر از سه برابر خورشید در فاز پیش-رشته اصلی از تحول ستارگان، از آن تبعیت می‌کنند. زمانی که پیش‌ستاره انقباض سریع را پشت سر می‌گذارد و به یک ستاره تی-ثوری تبدیل می‌شود، به شدت درخشنده است. ستاره با شدت کمتری به انقباض ادامه می‌دهد و در این حین، مسیر هایاشی را طی می‌کند. دمای سطحی ستاره تقریبا ثابت می‌ماند اما درخشندگی آن کمتر می‌شود. در این حالت، یا یک منطقه تابشی ایجاد می‌شود که در آن ستاره مسیر هنیِی را می‌پیماید یا همجوشی هسته‌ای آغاز می‌شود و به این ترتیب، ستاره وارد فاز رشته اصلی می‌شود.
مسیر هنیِی نیز مسیری است که ستارگان پیش-رشته-اصلی با جرم‌هایی بیشتر از نصف جرم خورشید در نمودار هرتسپرونگ-راسل اتخاذ می‌کنند که در پایان مسیر هایاشی است. لوئیز هنیِی اخترشناس آمریکایی، نشان داد این ستارگان می‌توانند در دوره‌ای معین از انقباض خود به سمت رشته اصلی، در حالت تعادل تابشی باقی بمانند. مسیر هنیِی با یک رمبش کُند در نزدیکی تعادل هیدروستاتیکی مشخص می‌شود. ستارگان این مرحله، در نمودار هرتسپرانگ راسل به صورت افقی به ستارگان رشته اصلی می‌پیوندند.
در نهایت، هیدورژن شروع به همجوشی در هسته ستاره می‌کند و مابقی ماده پوششی توسط فشار روبه بیرونِ حاصل از همجوشی کنار زده می‌شود. در این بخش، مرحله پیش‌ستاره‌ای به پایان می‌رسد و مرحله رشته اصلی ستاره بر نمودار هرتسپرونگ-راسل شروع می‌شود.
مراحل فرایند تکامل ستارگان با جرم‌های نزدیک به جرم خورشید و کمتر به خوبی تعریف شده‌اند. در ستارگان پرجرم‌تر طول فرایند شکل‌گیری ستاره با زمانبندی دیگری از تکامل آن‌ها قابل قیاس است، فرایند کوتاه‌تر و به خوبی تعریف نشده است. تکامل‌های بعدی ستارگان تحت عنوان «تحول ستارگان» مطالعه می‌شود.
گردآوری توسط تیم علمی انجمن نجوم اطلس
نویسنده: برتسین مقدس
منابع:
1. نجوم به زبان ساده - مایر دگانی
