Gwiazdy składają się głównie z wodoru i helu. Różnią się diametralnie wielkością, jasnością i temperaturą i żyją przez miliardy lat, przechodząc przez kilka etapów. Nasze własne słońce jest typową gwiazdą, jedną z setek miliardów, które zaśmiecają Drogę Mleczną.
Cykl życia gwiazdy składa się z kilku dobrze zdefiniowanych etapów.
Narodziny
Gwiazdy rodzą się w wielkich galaktycznych „żłobkach” zwanych mgławicami, co po łacinie oznacza chmurę. Mgławice to gęste obłoki pyłu i gazu, z których mogą powstać setki gwiazd. W niektórych obszarach mgławicy gaz i pył gromadzą się w postaci grudek.
Nowa gwiazda powstaje, gdy jedna z tych grudek zgromadzi tak dużą masę, że zapada się pod wpływem własnej grawitacji. Zwiększona gęstość kondensującej się chmury powoduje znaczny wzrost jej temperatury. W końcu temperatura staje się tak wysoka, że następuje fuzja jądrowa, tworząc „niemowlęcą” gwiazdę zwaną protogwiazdą.
Gwiazdy Sekwencji Głównej
Gdy protogwiazda zgromadzi wystarczającą masę z otaczających obłoków gazu i pyłu, staje się gwiazdą ciągu głównego. Gwiazdy ciągu głównego łączą atomy wodoru, tworząc hel w procesie znanym jako fuzja jądrowa. Gwiazdy mogą istnieć na tym etapie przez miliardy lat. Nasze słońce jest obecnie w fazie głównej sekwencji.
Jasność gwiazdy w dużym stopniu zależy od jej masy. Im masywniejsza gwiazda ciągu głównego, tym większą będzie wykazywać jasność. Kolor gwiazdy ciągu głównego wskazuje temperaturę gwiazdy. Cieplejsze gwiazdy będą niebieskie lub białe, a chłodniejsze czerwone lub pomarańczowe. Masa gwiazdy również wpłynie na jej długość życia. Im większą masę ma gwiazda, tym krótsza będzie jej żywotność.
Czerwone Giganty
Po spalaniu przez miliardy lat gwiazda ciągu głównego w końcu wyczerpie zapasy paliwa, ponieważ większość wodoru jest przekształcana w hel w wyniku fuzji jądrowej. Na tym etapie cyklu życia gwiazdy nadmiar helu powoduje wzrost temperatury gwiazdy. Kiedy to nastąpi, gwiazda rozszerzy się, by stać się czerwonym olbrzymem.
Czerwone olbrzymy mają jaskrawoczerwony kolor. Są również większe i znacznie jaśniejsze niż gwiazdy ciągu głównego. W miarę jak rdzeń czerwonego olbrzyma nadal zapada się pod wpływem siły grawitacji, stanie się on wystarczająco gęsty, aby przekształcić pozostały zapas helu w węgiel. Dzieje się to przez około 100 milionów lat, aż do śmierci gwiazdy. Tak jak masa będzie dyktować jasność gwiazdy, tak też określi sposób jej śmierci.
Białe krasnoludki
Gwiazdy ciągu głównego, które mają mniejszą masę, ostatecznie stają się białymi karłami. Gdy czerwony olbrzym wypali się ze swoich zapasów helu, gwiazda straci masę. Pozostały jej rdzeń węglowy będzie się ochładzał i zmniejszał jasność przez miliardy lat, aż stanie się białym karłem.
W końcu biały karzeł całkowicie przestanie wytwarzać energię i ciemnieje, by stać się czarnym karłem. Gwiazdy białego karła są mniejsze, gęstsze i mniej jasne niż czerwone olbrzymy. Gęstość białych karłów jest tak duża, że zwykła łyżka materii białego karła ważyłaby kilka ton.
Supernowe
Gwiazdy ciągu głównego, które mają większą masę, umrą w dramatycznych i gwałtownych eksplozjach zwanych supernowymi. Gdy gwiazdy te wypalą się dzięki zapasowi helu, pozostały rdzeń węglowy zostaje ostatecznie przekształcony w żelazo. Ten żelazny rdzeń zapadnie się następnie pod własnym ciężarem, aż osiągnie punkt, w którym materia zacznie odbijać się od jego powierzchni.
Kiedy tak się dzieje, następuje potężna eksplozja, która wygeneruje wspaniały błysk światła, który czasami może równać się jasności całej galaktyki gwiazd. Podczas niektórych wybuchów supernowych protony i elektrony połączą się, tworząc neutrony. To z kolei prowadzi do powstania niezwykle gęstych gwiazd zwanych gwiazdami neutronowymi.
