Hviezdy ako slnko sú veľké plazmové gule, ktoré nevyhnutne vypĺňajú priestor okolo seba svetlom a teplom. Hviezdy majú rôzne hmotnosti a hmotnosť určuje, ako horúca bude hviezda horieť a ako zomrie. Ťažké hviezdy sa zmenia na supernovy, neutrónové hviezdy a čierne diery, zatiaľ čo priemerné hviezdy ako slnko končia život ako biely trpaslík obklopený miznúcou planetárnou hmlovinou. Všetky hviezdy však sledujú zhruba rovnaký základný sedemstupňový životný cyklus, počínajúc oblakom plynu a končiac ako pozostatok hviezdy.
TL; DR (príliš dlhý; Nečítali)
Gravitácia mení oblaky plynu a prachu na protohviezdy. Protostar sa premení na hviezdu hlavnej sekvencie, ktorej nakoniec dôjde palivo a zrúti sa viac alebo menej násilne, v závislosti od jej hmotnosti.
Obrovský oblak plynu
Hviezda začína život ako veľký oblak plynu. Teplota vo vnútri oblaku je dosť nízka na to, aby sa vytvorili molekuly. Niektoré z molekúl, napríklad vodík, sa rozsvietia a umožňujú astronómom ich vidieť vo vesmíre. Mrakový komplex Orion v systéme Orion slúži ako blízky príklad hviezdy v tejto životnej etape.
Protostar je detská hviezda
Keď častice plynu v molekulárnom oblaku narazia do seba, vytvára sa tepelná energia, ktorá umožňuje, aby sa v oblaku plynu vytvoril teplý zhluk molekúl. Tento zhluk sa označuje ako Protostar. Pretože sú Protostary teplejšie ako iný materiál v oblaku molekúl, tieto formácie je možné vidieť infračerveným videním. V závislosti od veľkosti oblaku molekuly sa niekoľko Protostarov môže sformovať do jedného oblaku.
Fáza T-Tauri
V štádiu T-Tauri začína mladá hviezda produkovať silný vietor, ktorý odtláča okolitý plyn a molekuly. To umožňuje, aby sa formujúca hviezda stala prvýkrát viditeľnou. Vedci dokážu spozorovať hviezdu v štádiu T-Tauri bez pomoci infračervených alebo rádiových vĺn.
Hlavné sekvenčné hviezdy
Nakoniec mladá hviezda dosiahne hydrostatickú rovnováhu, v ktorej je jej gravitačná kompresia vyvážená vonkajším tlakom, čím získa pevný tvar. Z hviezdy sa potom stane hviezda hlavnej sekvencie. V tejto fáze strávi 90 percent svojho života, spojí molekuly vodíka a v jadre vytvorí hélium. Slnko našej slnečnej sústavy je v súčasnosti v hlavnej fáze sledu.
Expanzia do Red Giant
Akonáhle sa všetok vodík v jadre hviezdy premení na hélium, jadro sa zrúti na seba a spôsobí expanziu hviezdy. Keď sa rozpína, stáva sa z nej najskôr subobrová hviezda, potom červený obr. Červené obry majú chladnejšie povrchy ako hviezdy hlavnej postupnosti; a preto budú skôr červené ako žlté. Ak je hviezda dosť hmotná, môže byť dosť veľká na to, aby ju bolo možné klasifikovať ako superobr.
Fúzia ťažších prvkov
Ako sa rozpína, hviezda začína spájať molekuly hélia vo svojom jadre a energia tejto reakcie zabráni zrúteniu jadra. Len čo fúzia hélia skončí, jadro sa zmenší a hviezda začne spájať uhlík. Tento proces sa opakuje, kým sa v jadre nezačne objavovať železo. Fúzia železa absorbuje energiu, takže prítomnosť železa spôsobuje zrútenie jadra. Ak je hviezda dosť hmotná, implozia vytvorí supernovu. Menšie hviezdy ako slnko sa pokojne sťahujú do bielych trpaslíkov, zatiaľ čo ich vonkajšie obaly vyžarujú preč ako planetárne hmloviny.
Supernovy a planetárne hmloviny
Výbuch supernovy je jednou z najjasnejších udalostí vo vesmíre. Väčšina materiálu hviezdy je vyfúknutá do vesmíru, ale jadro sa rýchlo imploduje do neutrónovej hviezdy alebo singularita známa ako čierna diera. Menej hmotné hviezdy takto nevybuchnú. Ich jadrá sa sťahujú do malých, horúcich hviezd, ktoré sa nazývajú bieli trpaslíci, zatiaľ čo vonkajší materiál sa vznáša ďalej. Hviezdy menšie ako slnko nemajú počas svojej hlavnej postupnosti dostatok hmoty na to, aby horeli ničím iným ako červenou žiarou. Títo červení trpaslíci, ktorých je ťažké spozorovať, ale môžu byť najbežnejšími hviezdami tam vonku, môžu horieť bilióny rokov. Astronómovia majú podozrenie, že niektorí červení trpaslíci sú v hlavnej sekvencii už krátko po Veľkom tresku.