تولد و مرگ ستارگان

وقتی که شب هنگام، ستارگان را در آسمان می‌بینیم، احساس می‌کنیم که تغییرناپذیرند. بی‌تردید آن‌چه ما در آسمان می‌بینیم با آن‌چه که نیاکان ما می‌دیدند چندان تفاوتی ندارد. آسمان شب، هزاران سال پیش نیز که نیاکان ما از ستاره‌ها صورت‌های فلکی می‌ساختند چنین بود. دب اکبر، ثور، سرطان، و ... چنان دیده می‌شد که اکنون می‌بینیم. اما ستارگان در معرض تغییر و تحول‌اند. آن‌ها نیز هم‌چون انسان‌ها به دنیا می‌آیند، عمری را سپری می‌کنند، و می‌میرند. عمر ستاره در مقایسه با عمر انسان بس طولانی است و چندین میلیون سال طول می‌کشد. از این روست که ما به ندرت قادریم تغییری را در ستاره‌ای شاهد باشیم.
اما اخترشناسان می‌توانند داستان زندگی ستاره را از روی مراحل مختلف زندگی آن رقم یزنند. شاید با مثالی که می‌آوریم روش اخترشناسان در این کار بهتر فهمیده شود. فرض کنید یک مریخی در کنار بازاری پرازدحام در زمین فرود آید. او تنها چند دقیقه در آن‌جا توقف می‌کند و از این رو چندان وقت ندارد که سپری شدن عمر انسان‌ها را در مقابل چشمان خود ببیند. اما آن‌چه می‌بیند کودک، پیر، میان‌سال، نوجوان، و زن باردار، انسان‌هایی هستند در مراحل مختلف زندگی‌شان. مریخی از روی این اطلاعات درمی‌یابد که نوع بشر به دنیا می‌آید، زندگی می‌کند و پیر می‌شود. به همین طریق، اخترشناسان ستاره‌هایی را در حال تولد، جوانی، و مرگ می‌یابند. اما آن‌ها از کجا می‌فهمند که ستاره کدامین مرحله‌ی زندگیش را می‌گذراند؟ پاسخ این پرسش را نظریه‌ای درباره‌ی زندگی ستاره، که مبتنی بر قوانین فیزیک است، به دست می‌دهد. این نظریه که نظریه‌ی تحول ستاره‌ای نامیده می‌شود یکی از بزرگ‌ترین دستاوردهای علم در سده‌ی بیستم میلادی بوده است. ستاره‌ها از گاز رقیقی که فضا را پر کرده است زاده می‌شوند. این گاز عمدتاً متشکل از اتم‌های هیدروژن و هلیم است. در بعضی جاها گاز متراکم‌تر و چگال‌تر می‌شود و ابرهای گاز بین ستاره‌ای را پدید می‌آورد. طبق نظریه‌ی گرانش، گرانی (یا ثقل) خودِ ابر، آن را جمع‌تر می‌کند؛ ذرات گاز به طرفِ هم کشیده می‌شوند؛ ابر فشرده‌تر می‌شود و چگالی آن افزایش می‌یابد. در این حالت، مرکز ابر متراکم‌ترین منطقه‌ی آن خواهد بود. اخترشناسان گمان می‌کنند که در این مرحله، گاز به صورت حباب‌های مجزایی متراکم می‌شود که بر اثر کشش گرانشی موجود بین خود، در کنار هم می‌مانند. اگر گاز متراکم‌تر شود داغ‌تر می‌شود. بنابراین دمای مرکز هر حباب تا ده میلیون درجه‌ی سلسیوس بالا می‌رود – دمایی که برای آغاز شدن واکنش‌های هسته‌ای کافی است. به سبب این واکنش‌ها، هیدروژن به هلیوم تبدیل می‌شود و انرژی هنگفتی آزاد می‌شود. در نتیجه، حباب گاز، نورافشانی خود را آغاز می‌کند و ستاره‌ای متولد می‌شود.
متأسفانه تولد ستارگان در ابرهای گاز بین ستاره‌ای، با تلسکوپ‌های معمولی قابل مشاهده نیست. آن چه مشکل می‌آفریند ذرات غبار است. ذرات کوچک غبار – که اندازه‌شان با ذرات دود سیگار قابل مقایسه است – با گاز بین ستاره‌ای مخلوط شده‌اند. در ابرهای گاز که چگالی زیادی دارند، ذرات غبار نیز متراکم‌ترند و درنتیجه، نوری را که از ابر می‌گذرد جذب می‌کنند. ما این ابرها را به صورت تکه‌هایی تاریک در زمینه‌ی پر ستاره‌ی آسمان می‌بینیم. مشهورترین ابرهای تاریک به «گونی زغال» مشهور است و در آسمان نیم‌کره‌ی جنوبی با چشم غیر مسلح قابل مشاهده است. غبار، از جهت دیگری نیز مسأله آفرین است. مانع از آن می‌شود که ببینیم درون این ابرهای تاریک – جایی که ستارگان به دنیا می‌آیند – چه روی می‌دهد. اخترشناسان این مشکل را حل کرده‌اند. آن‌ها تکسکوپ‌هایی ساخته‌اند که به عوض نور، تابش فروسرخ را آشکار می‌کند. ذرات غبار، تابش فروسرخ را جذب نمی‌کنند. بنابراین تلسکوپ‌های فروسرخی تابش‌های برون آمده از درون ابرهای چگال را آشکار نمی‌کنند و می‌توانند ستارگان در حال تولد را «ببینند». به کمک ماهواره‌ی نجومی فروسرخ IRAS، تاکنون هزاران ستاره‌ی جوانِ نهان در اعماق ابرهای میان ستاره‌ای کشف شده‌اند.
اخترشناسان کشف کرده‌اند که حباب‌های گاز به طریقی نسبتاً غیرعادی درهم فرومی‌ریزند. بخش‌های مرکزی حباب با سرعتی نسبتاً زیاد به طرف درون فرومی‌ریزند، درحالی که فروریزش بخش‌های بیرونی سرعت اندکی دارد. این حباب‌ها به دور خود نیز می‌چرخند و هرچه بخش‌های بیرونی به طرف درون فرو می‌افتند، چرخش حباب سریع‌تر و سریع‌تر می‌شود. در نتیجه، گازهای فروریزنده، قرصی در اطراف ستاره‌ی نوزاد که در مرکز ابر قرار دارد تشکیل می‌دهند. در مرکز ابر، گاز چنان متراکم می‌شود که برای شروع واکنش‌های هسته‌ای کافی است، و در قرص اطراف که گاز و غبار به هم آمیخته‌اند مواد اولیه برای شکل گیری سیاره‌هایی که به دور ستاره‌ی جدید می‌گردند را فراهم می‌کنند.
هنگامی که ستاره نورافشانی خود را آغاز می‌کند، «باد» قدرتمندی از گازهای داغ در تمام جهات از آن ساطع می‌شود. این باد بخش اعظمی از ابر گاز را که ستاره را در میان گرفته بود به کنار می‌زند. در این حالت می‌توان ستاره‌ی جوان را با تلسکوپ‌های معمولی مشاهده کرد. نور حاصل، آخرین تکه گازهای باقی مانده از ابر اولیه را درخشان می‌کند و ما این ابرهای درخشان را به صورت سحابی می‌بینیم. سحابی‌ها که در پیرامون زادگاه‌های ستارگان جوان دیده می‌شوند از زیباترین مناظر در آسمان هستند. مشهورترین سحابی از این نوع، سحابی جبار است که می‌توان آن را با دوربین دوچشمی کم‌توانی، درست زیر کمربند صورت فلکی جبار، مشاهده کرد. در شب‌های زمستان، هنگامی که آسمان کاملاً تاریک و صاف است، با چشم غیرمسلح نیز می‌توان سحابی جبار را به صورت تکه ابری کوچک دید.
هنگامی که ستاره شکل می‌گیرد، کُره‌ای از گازهای داغ است و اساساً از هیدروژن تشکیل شده است. نورافشانی ستاره، به دلیل انرژی حاصل از واکنش‌های هسته‌ای است که هیدروژن را به هلیوم تبدیل می‌کند. در این مرحله، تمام ستارگان نوزاد شبیه هم‌اند. مهم‌ترین چیزی که ستاره‌ای را از ستاره‌ای دیگر متمایز می‌کند، جرم آن است، یعنی مقدار ماده‌ی موجود در آن. ستاره، در هنگام تولد، جرم مشخصی دارد که این جرم هم عمر ستاره را تعیین می‌کند و هم سرنوشت نهایی آن را. خورشید ما، ستاره‌ای معمولی و نمونه است که اکنون دوران نوجوانی زندگی‌اش را سپری می‌کند و از این رو برای مطالعه و مقایسه‌ی زندگی ستارگان و نیز اندازه گیری کمیت‌های ستاره‌ای فرصت خوبی را برای اخترشناسان فراهم آورده است. مثلاً، به عوض آن که بگوییم فلان ستاره بیست هزار میلیون میلیون میلیون میلیون تُن جِرم دارد می‌گوییم که جرم آن ده جرم خورشیدی است. بر مبنای این مقیاس، جرم ستارگان جوان، گستره‌ی وسیعی از ستارگان سبک به جرم هفت صدم جرم خورشیدی تا ستارگان سنگین به جرم صد جرم خورشیدی را تشکیل می‌دهد.
در ستارگان سنگین، واکنش‌های هسته‌ای سریع‌تر روی می‌دهند، زیرا مرکز این ستارگان داغ‌تر و متراکم‌تر است. از این روست که ستارگان سنگین‌تر، نورانی‌تر هستند و سطح داغ‌تری دارند. اخترشناسان، این ستاره‌ها را در رشته‌ی معینی که رشته‌ی اصلی ستارگان نامیده می‌شود جای می‌دهند. در یک انتهای این رشته، ستارگان سبک وزن قرار دارند که بسیار کم‌نورتر از خورشید هستند و دمای سطحشان فقط سه هزار درجه‌ی سانتیگراد است. خورشید با دمای سطحی شش هزار درجه‌ی سانتیگراد، در میانه‌ی رشته‌ی اصلی جای دارد. در اوج رشته‌ی اصلی، ستارگان سنگین وزن را می‌بینیم که در مقایسه با خورشید، صد هزار بار نورانی‌ترند و دمای سطحشان به سی هزار درجه‌ی سانتیگراد می‌رسد.
ستاره، بیش‌ترین بخش از زندگی خود را با تبدیل هیدروژن به هلیوم سپری می‌کند، و از این رو، رشته‌ی اصلی درواقع دوران جوانی ستاره است. طول عمر ستاره به طور تنگاتنگ به مقدار جرم ستاره بستگی دارد. ستاره‌ی سنگین، سوخت هسته‌ای خود را چنان سریع مصرف می‌کند که در مدت کوتاهی ذخیره‌ی هیدروژن آن تمام می‌شود. ستاره‌ی سبک وزن، با این که ذخیره‌ی هیدروژن کم‌تری هم دارد، چنان به آرامی هیدروژن می‌سوزاند که می‌تواند مدت بس طولانی‌تری عمر کند. عمر ستارگان طولانی‌تر از آن است که بتوانیم احساس کنیم. بنابراین دوباره خورشید را به عنوان مرجع مقایسه انتخاب می‌کنیم. طبق نظریه، خورشید روی هم رفته در حدود ده هزار میلیون سال در رشته‌ی اصلی خواهد بود. سنگین‌ترین ستاره‌ها فقط یک هزارم این مدت را در رشته‌ی اصلی می‌مانند. ستارگان بسیار سبک وزن نیز حداقل هزار بار طولانی‌تر از خورشید در رشته‌ی اصلی سپری می‌کنند.
ستاره‌ای چون خورشید چنان می‌میرد که گویی بادِ بادکنکی خالی شده است. در این مرحله، ستاره مواجه با روی‌دادهای گوناگونی است: منبسط می‌شود و به صد برابر اندازه‌ی اولیه‌اش می‌رسد. در این حالت است که می‌گوییم ستاره یک غول سرخ است. علت این روی‌داد را در اعماق ستاره، یعنی در درون بخش مرکزی آن باید جست. در این جا، واکنش‌های هسته‌ای، تمام هیدروژن را به هلیوم تبدیل کرده است. هم‌چون خاکستر حاصل از آتش، این نواحی مرکزی نیز انرژی تولید نمی‌کنند. ناحیه‌ی مرکزی، که آن‌را مغز ستاره می‌نامند، فقط هلیوم دارد، و واکنش‌های هسته‌ای در پوسته‌ای در اطراف مغز ادامه می‌یابد. انرژی حاصل از این واکنش سبب می‌شود که بخش‌های بیرونی پف کنند و بیش‌تر به طرف بیرون رانده شوند. به همین دلیل، لایه‌های بیرونی سردتر می‌شوند. با سرد شدن لایه‌های بیرونی، ستاره به رنگ قرمز نورافشانی می‌کند. ازاین‌روست که این ستاره‌ی پف کرده‌ی قرمز را غول سرخ می‌نامند. اگر بتوانیم یک ستاره‌ی غول سرخ را از وسط نصف کنیم خواهیم دید که مغزی بسیار کوچک و متراکم دارد که دورتادور آن را گازی بسیار رقیق – بسیار رقیق‌تر از جو زمین – احاطه کرده است.
تعداد غول‌های سرخ در مقایسه با ستارگان رشته‌ی اصلی، اندک است؛ با وجود این، به علت آن که اندازه‌ی آن‌ها بسیار بزرگ است، نورانی‌تر به نظر می‌آیند و جلب توجه می‌کنند اِبط الجزا در صورت فلکی جبار و قلب العقرب در صورت فلکی عقرب، از مشهورترین غول‌های سرخ هستند. غول سرخ نمی‌تواند انسجام نواحی پهناور بیرونی را به راحتی حفظ کند. ستاره ناپایدار می‌شود و نهایتاً گازهای بیرونی آن به فضا رانده می‌شوند. این گازها پیش از آن که به کلی در فضا پخش و ناپدید شوند به صورت حلقه‌ای در اطراف ستاره‌ی در حال مرگ، درمی‌آیند. این حلقه‌ها را سحابی سیاره‌ای می‌نامند، زیرا در تلسکوپ‌های کوچک، شبیه به سیاره دیده می‌شوند.
پس از آن که نواحی بیرونی ستاره ناپدید شد، مغز کوچک و بسیار داغ آن را می‌توان دید. این قسمتِ باقی مانده، به قطر فقط یک صدم قطر خورشید – یعنی تقریباً به اندازه‌ی سیاره‌ی زمین – است و چنان داغ است که به رنگ سفید نورافشانی می‌کند. اخترشناسان، این اجرام را کوتوله‌ی سفید می‌نامند، چون کوتوله‌های سفید بسیار کوچک‌اند و یافتن آن‌ها نیز مشکل است. اخترشناسان توانسته‌اند آن دسته از کوتوله‌های سفید را که همدم ستاره‌ای دیگر هستند به خوبی رصد کنند. بسیاری از ستارگان آسمان، ستاره‌های مزدوج هستند، یعنی دو ستاره که به دور مرکز جرم مشترکشان گردش می‌کنند. نخستین کوتوله‌ی سفید کشف شده، همدم ستاره‌ی شعرای یمانی بود. شعرای یمانی پرنورترین ستاره‌ی آسمان است و همدم آن، یعنی کوتوله‌ی سفیدی که شعرای یمانی B نامیده می‌شود، درحدود هر پنجاه سال یک‌بار به دور شعرای یمانی می‌گردد. کوتوله‌ی سفید منبعی برای تولید انرژی ندارد و نورانیت آن هم به دلیل حرارتی است که از پیش داشته است. بنابراین با گذشت زمان، دمای کوتوله‌ی سفید کاهش می‌یابد و رفته رفته ستاره کم‌سوتر می‌شود. رنگ آن نیز، به تدریج زرد، نارنجی، و قرمز می‌شود و سرانجام هم‌چون تکه زغالی که حرارت خود را از دست می‌دهد، باریک و از نظر پنهان می‌شود.
پایان عمر ستاره‌ی سنگین وزن با روی‌دادهایی ویرانگر و پرآشوب همراه است. اخترشناسان نمونه‌ای از این مرگ آشوبناک را در سال 1987 میلادی در آسمان نیم‌کره‌ی جنوبی دیدند: ستاره‌ای که پیش‌تر فقط با تلسکوپ‌های پرتوان قابل مشاهده بود ناگهان منفجر شد و به چنان نورانیتی رسید که به راحتی با چشم غیرمسلح دیده می‌شد. این اَبَرنواختر نشانه‌ای بود از مرگ یکی از این ستارگان پرجرم. ستاره‌ی پرجرم نیز پس از گذراندن رشته‌ی اصلی به مرحله‌ای می‌رسد که هیدروژن مرکزی آن تمام شده است، از این رو منبسط می‌شود و به یک غول سرخ تبدیل می‌گردد که مغز فشرده‌ی هلیومی دارد. اما این پایان ماجرا نیست. چون جرم ستاره زیاد است، درنتیجه گازهای بیرونی فشار بسیار زیادی بر ناحیه‌ی مرکزی وارد می‌کنند. فشار زیاد، دما را چنان بالا می‌برد که سبب گداخت اتم‌های هلیوم و تشکیل اتم‌های عنصر سنگین‌تر کربن می‌شود. این واکنش، انرژی بیش‌تری تولید می‌کند و ستاره هم‌چنان به نورافشانی ادامه می‌دهد. سرانجام دما و فشارِ افزایش یابنده، اتم‌های کربن را به واکنش هسته‌ای دیگر وامی‌دارد و عناصر سنگین‌تری چون نئون، سیلیسیوم، و آهن شکل می‌گیرند. در این نقطه، مغز ستاره مانند پیاز، لایه‌های متحد المرکزی دارد که (از درون به طرف بیرون) از آهن، سیلیسیوم، نئون، کربن، هلیوم، و هیدروژن تشکیل شده‌اند. واکنش هسته‌ای گداخت آهن به عوض این که انرژی تولید کند، انرژی می‌خواهد. یعنی این واکنش انرژی‌زا نیست بلکه انرژی گیر است. از این رو، هسته‌ی ستاره مجدداً ناپایدار می‌شود. هنگامی که ناپایداری به اوج می‌رسد، در عرض فقط چند ثانیه، کل ستاره در هم فرومی‌ریزد. از مغز ستاره‌ی درهم فروریخته، موجی از انرژی سربرمی‌کشد و ستاره را متلاشی می‌کند؛ همین انفجار مهیب است که به صورت ابرنواختر دیده می‌شود.
اما مغز ابرنواختر به چه سرنوشتی دچار می‌شود؟ در سال‌های دهه‌ی 1930 میلادی دو اخترشناس به نام‌های فریتس تسویکی و والتر باده که در ایالات متحده ی امریکا تحقیق می‌کردند نظر دادند که مغز باقی مانده از ابرنواختر در هم فرو می‌رود و به کره‌ای کوچک‌تر از کوتوله‌ی سفید تبدیل می‌شود که تماماً متشکل از ذراتی به نام نوترون است. این اندیشه، ده‌ها سال در حد یک نظریه‌ی اثبات نشده باقی ماند، تا این که در یکی از روزهای پاییز سال 1967، دو اخترشناس رادیویی به نام‌های تونی هیویش و جاسلین بل (در کیمبریج انگلستان) علامت‌های رادیویی منظمی را کشف کردند که از آسمان گسیل می‌شد. این علامت‌ها در نظر آن‌ها علامت‌هایی از انسان‌های فرازمینی نبود که می‌خواستند با زمین تماس بگیرند، بلکه علامت‌هایی از یک ستاره بود که هم‌چون فانوس دریایی در اعماق فضا روشن و خاموش می‌شد.
چراغ فانوس دریایی (که مانند چراغ روی خودروهای پلیس می‌چرخد) در هربار چرخش درخششی از نور گسیل می‌کند. علامت‌هایی هم که اخترشناسان کیمبریج آشکار کردند از نوعی فانوس کیهانی بود که در هر ثانیه یک بار می‌چرخید و امواج رادیویی گسیل می‌کرد. با دانشی که اکنون داریم تنها یک نوع ستاره می‌شناسیم که به قدر کافی کوچک است تا چنین سریع بچرخد: ستاره‌ی نوترونی. اخترشناسان رادیویی تاکنون صدها ستاره‌ی نوترونی چرخان (یا تپ اختر – به خاطر تپش‌های رادیویی منظمی که دارند) یافته‌اند. یکی از این تپ اخترها در مرکز سحابی خرچنگ واقع است. این ابر گاز باقی مانده‌ی ابرنواختری است که نُه صد سال پیش منفجر شد. قطر ستاره‌ی نوترونی تنها در حدود بیست و پنج کیلومتر است، و ماده‌ی درون ستاره چنان به هم فشرده شده است که سرسوزنی از آن تا یک میلیون تُن وزن دارد. گرانی سطحی (ثقل) ستاره‌ی نوترونی آن قدر شدید است که اگر فضانوردی قصد فرود بر سطح ستاره را داشته باشد چنان متلاشی و له می‌شود که به صورت لایه‌ای به ضخامت فقط یک اتم درمی‌آید.
شاید کوتوله‌های سفید و ستاره‌های نوترونی اجرامی بسیار شگفت انگیز به نظر آیند، اما نظریه‌ی تحول ستاره‌ها پیش گویی می‌کند که نوع دیگری از «جسد ستاره‌ای» وجود دارد که به مراتب عجیب‌تر است: سیاه‌چاله. اگر مغز ابرنواختر بسیار پرجرم باشد (سه برابر جرم خورشید)، پایان عمر آن به صورت ستاره‌ی نوترونی نخواهد بود. گرانی چنین جسمی آن قدر شدید است که سبب ادامه‌ی فروریزش مغز می‌شود و مغز چنان منقبض می‌گردد که به صورت یک نقطه‌ی هندسی درمی‌آید – نقطه‌ای که اندازه ندارد و چگالی‌اش بی‌نهایت است. این نقطه را ناحیه‌ای به قطر چند کیلومتر احاطه کرده است که در آن گرانی به قدری شدید است که هیچ چیز، حتی نور، نمی‌تواند از آن بگریزد. این ناحیه، سیاه‌چاله نامیده می‌شود. «سیاه» از آن رو که نمی‌گذارد نوری از آن بیرون تراود و حتی اگر بخواهید نورانی‌اش بکنید، نور چراغ قوه‌ی شما را می‌بلعد، و «چاله» از آن رو که هر چیز در آن بیافتد هیچ‌گاه بیرون نمی‌آید، حتی اگر موشکی با قدرتمندترین موتورها باشد.
وجود سیاه‌چاله‌ها نیز هم‌زمان با ستاره‌های نوترونی، در سال‌های دهه‌ی 1930 پیش گویی شد، اما تنها در چند دهه‌ی اخیر بوده است که شواهدی دال بر وجود آن‌ها یافته شده است. در صورت فلکی دجاجه، منبع پرقدرتی از پرتوهای ایکس وجود دارد که دجاجه X-1 نامیده می‌شود. اخترشناسان، ستاره‌ای در این نقطه از آسمان کشف کرده‌اند. خودِ این ستاره کاملاً معمولی است و نمی‌تواند پرتوهای ایکس تولید کند، اما به دور ستاره‌ی همدمی گردش می‌کند که با تلسکوپ‌های معمولی غیر قابل مشاهده است. اخترشناسان با مشاهده‌ی دقیق این ستاره دریافته‌اند که همدم نامرئی کشش گرانشی شدیدی دارد که معادل ده برابر گرانش خورشید است. بنابراین، همدم پرجرم‌تر از آن است که ستاره‌ی نوترونی باشد و تنها احتمال سیاه‌چاله بودن آن است.
ابرنواختر، نمایشی از مرگ و نابودی نیست. تندباد حاصل از ابرنواختر، گازها را درفضا می‌روبد و به صورت ابرهای متراکمی درمی‌آورد. باز، گرانش سبب انقباض و تراکم ابرها و تولد ستاره‌ای دیگر می‌شود. زندگی ستاره چون زندگی ققنوس است. مرگ ستاره، در آتش انفجار ابرنواختر، نسل جدیدی از ستاره‌ها را به دنیا می‌آورد. هنگامی که ستاره می‌میرد – چه به صورت سحابی سیاره‌ای و چه به صورت ابرنواختر – فضا را با عناصر جدیدی که درخلال زندگی‌اش یا در واپسین لحظه‌های مرگ تولید کرده است، بذرافشانی می‌کند. کربن، آهن، طلا، و حتی اورانیوم و سایر عناصر رادیواکتیو در طی مراحل مختلف زندگی و مرگ ستارگان شکل می‌گیرند. بنابراین در ستاره‌های نوزاد، هیدروژن نسبتاً کم و این عناصر نسبتاً زیاد خواهد بود. اکنون اخترشناسان بر این عقیده‌اند که جهان در آغاز، به هنگام انفجار بزرگ، اساساً متشکل از هیدروژن و هلیوم بود. عناصر دیگر، شامل سیلیسیوم، اکسیژن، و آهن که فراوان‌ترین عناصر در سیاره‌ای چون زمین هستند، و کربن و عناصری که بدن ما از آن‌ها ساخته شده است، جملگی در ستاره‌هایی که درحال مرگ بوده‌اند شکل گرفته‌اند. بنابراین هستی ما مدیون زندگی و مرگ نسل‌های بی‌شماری از ستارگان گذشته است.
ستارگان را با ویژگی‌های مختلفی می‌بینیم: ستارگان غول و کوتوله، ستارگان پرنور و کم‌نور، و ستارگان داغ و سرد. اخترشناسان با ترسیم نموداری که نمودار هرتزسپرونگ-راسل نامیده می‌شود این ویژگی‌های متفاوت را به خوبی نشان می‌دهند. این نمودار در اوایل قرن بیستم میلادی، به وسیله‌ی اینار هرتزسپرونگ اخترشناس دانمارکی و هنری نوریس راسل اخترشناس امریکایی عرضه شد. آن را به اختصار، نمودار H-R نیز می‌نامند. در نمودار H-R، محور عمودی نشانگر درخشندگی و محور افقی نشانگر دمای ستاره است. اگر تعداد زیادی ستاره انتخاب کنیم و درخشندگی و دمای آن‌ها را در نمودار مشخص سازیم می‌بینیم که بیش‌تر آن‌ها در نوار باریکی جای می‌گیرند که از قسمت بالای سمت چپ نمودار به طرف بخش راست پایین آن کشیده شده است. این همان رشته‌ی اصلی است. ستارگان غول در قسمت بالای سمت راست و کوتوله‌های سفید در قسمت پایین سمت چپ دیده می‌شوند.
منبع: راسخون