Hvězdy, jako je slunce, jsou velké koule plazmy, které nevyhnutelně vyplňují prostor kolem sebe světlem a teplem. Hvězdy přicházejí v různých hmotách a hmotnost určuje, jak horká bude hvězda hořet a jak zemře. Těžké hvězdy se mění v supernovy, neutronové hvězdy a černé díry, zatímco průměrné hvězdy jako slunce končí život jako bílý trpaslík obklopený mizející planetární mlhovinou. Všechny hvězdy však sledují zhruba stejný základní sedmistupňový životní cyklus, počínaje oblakem plynu a konče zbytkem hvězdy.
TL; DR (příliš dlouhý; Nečetl)
Gravitace mění mraky plynu a prachu na protostary. Protostar se promění v hvězdu hlavní sekvence, které nakonec dojde palivo a zhroutí se víceméně násilně, v závislosti na její hmotnosti.
Obří plynový mrak
Hvězda začíná život jako velký oblak plynu. Teplota uvnitř mraku je dostatečně nízká, aby se molekuly mohly tvořit. Některé z molekul, jako je vodík, se rozsvítí a umožní astronomům vidět je ve vesmíru. Mrakový komplex Orion v systému Orion slouží jako nedaleký příklad hvězdy v této životní fázi.
Protostar je dětská hvězda
Když částice plynu v molekulárním oblaku narazí na sebe, vytváří se tepelná energie, která umožňuje, aby se v oblaku plynu vytvořil teplý shluk molekul. Tento shluk se označuje jako Protostar. Vzhledem k tomu, že Protostars jsou teplejší než jiný materiál v molekulovém mračnu, lze tyto formace vidět pomocí infračerveného vidění. V závislosti na velikosti oblaku molekuly se může několik Protostarů formovat do jednoho oblaku.
Fáze T-Tauri
Ve fázi T-Tauri začíná mladá hvězda produkovat silný vítr, který odtlačuje okolní plyn a molekuly. To umožňuje, aby se formující hvězda stala poprvé viditelnou. Vědci mohou spatřit hvězdu ve fázi T-Tauri bez pomoci infračervených nebo rádiových vln.
Hlavní posloupnost hvězd
Nakonec mladá hvězda dosáhne hydrostatické rovnováhy, ve které je její gravitační komprese vyvážena vnějším tlakem, což jí dává pevný tvar. Hvězda se poté stane hvězdou hlavní sekvence. V této fázi stráví 90 procent svého života fúzí molekul vodíku a tvorbou helia v jeho jádru. Slunce naší sluneční soustavy je v současné době ve své hlavní fázové fázi.
Expanze do Red Giant
Jakmile se veškerý vodík v jádře hvězdy přemění na hélium, jádro se zhroutí na sebe a způsobí rozpínání hvězdy. Jak se rozšiřuje, stává se z ní nejprve subobří hvězda, poté červený obr. Rudí obři mají chladnější povrchy než hvězdy hlavní sekvence; a proto budou vypadat spíše červeně než žlutě. Pokud je hvězda dostatečně hmotná, může být dostatečně velká, aby mohla být klasifikována jako superobr.
Fúze těžších prvků
Jak se rozpíná, hvězda začíná spojovat molekuly hélia ve svém jádru a energie této reakce brání zhroucení jádra. Jakmile fúze hélia skončí, jádro se zmenší a hvězda začne spojovat uhlík. Tento proces se opakuje, dokud se v jádru nezačne objevovat železo. Fúze železa absorbuje energii, takže přítomnost železa způsobí zhroucení jádra. Pokud je hvězda dostatečně hmotná, imploze vytvoří supernovu. Menší hvězdy jako slunce se pokojně stahují do bílých trpaslíků, zatímco jejich vnější skořápky vyzařují pryč jako planetární mlhoviny.
Supernovy a planetární mlhoviny
Výbuch supernovy je jednou z nejjasnějších událostí ve vesmíru. Většina materiálu hvězdy je vyfukována do vesmíru, ale jádro rychle imploduje do neutronové hvězdy nebo singularita známá jako černá díra. Méně hmotné hvězdy takto nevybuchnou. Jejich jádra se stahují do drobných, horkých hvězd zvaných bílí trpaslíci, zatímco vnější materiál se vznáší pryč. Hvězdy menší než slunce nemají během své hlavní sekvence dostatek hmoty na to, aby hořely ničím jiným než červenou záře. Tito rudí trpaslíci, které je obtížné spatřit, ale mohou to být nejběžnější hvězdy, mohou hořet po biliony let. Astronomové mají podezření, že někteří rudí trpaslíci jsou ve své hlavní posloupnosti krátce po Velkém třesku.