Звезды — это гигантские шары раскаленного газа, главным образом водорода, с примесью гелия и небольших количеств других элементов. У каждой звезды есть собственный жизненный цикл, который может длиться от нескольких миллионов до триллионов лет, и по мере старения ее свойства изменяются.
Звезды образуются в огромных облаках газа и пыли, называемых молекулярными облаками. Масса таких облаков составляет от 1 000 до 10 миллионов масс Солнца, а их размеры могут достигать сотен световых лет. Молекулярные облака холодные, из-за чего газ в них сжимается и образует области повышенной плотности. Некоторые из этих сгустков сталкиваются друг с другом или притягивают дополнительное вещество, и по мере роста массы их гравитационное притяжение усиливается. В конечном итоге гравитация заставляет часть таких сгустков коллапсировать. При этом из-за трения вещество нагревается, что со временем приводит к формированию протозвезды — «младенческой» звезды. Группы звезд, недавно образовавшихся из молекулярных облаков, часто называют звездными скоплениями, а молекулярные облака, насыщенные такими скоплениями, — звездными колыбелями.
Сначала большая часть энергии протозвезды возникает за счет тепла, выделяющегося при ее сжатии. Спустя миллионы лет колоссальные давления и температуры в ядре звезды заставляют ядра атомов водорода сливаться, образуя гелий, — этот процесс называется термоядерным синтезом. Термоядерный синтез высвобождает энергию, которая нагревает звезду и не дает ей дальше сжиматься под действием собственной гравитации. Звезды, в которых устойчиво происходит превращение водорода в гелий, астрономы называют звездами главной последовательности. Это самая продолжительная стадия жизни звезды. В течение миллионов или миллиардов лет на этом этапе ее светимость, размеры и температура постепенно меняются. Наше Солнце сейчас находится примерно в середине своей стадии главной последовательности.
Газ звезды служит ее «топливом», а масса определяет, с какой скоростью оно расходуется: звезды меньшей массы горят дольше, тусклее и холоднее, чем очень массивные звезды. Более массивным звездам приходится сжигать топливо быстрее, чтобы вырабатывать энергию, препятствующую их коллапсу под собственным весом. Некоторые маломассивные звезды будут светить триллионы лет — дольше, чем существует Вселенная на сегодняшний день, — тогда как некоторые массивные звезды живут всего несколько миллионов лет.
В начале заключительного этапа жизни звезды в ее ядре заканчивается водород, который можно превращать в гелий. Энергия, выделяемая при термоядерных реакциях, создает давление, уравновешивающее стремление гравитации сжать вещество, поэтому ядро начинает коллапсировать. Однако сжатие ядра повышает его температуру и давление, из-за чего звезда постепенно раздувается. Подробности поздних стадий эволюции звезды сильно зависят от ее массы.
Атмосфера маломассивной звезды продолжает расширяться, пока она не становится субгигантом или гигантом, а в ядре при этом гелий превращается в углерод. (Именно такая судьба ожидает наше Солнце через несколько миллиардов лет.) Некоторые гиганты становятся неустойчивыми и пульсируют, периодически раздуваясь и выбрасывая часть своей атмосферы. В конце концов все внешние оболочки звезды разлетаются, образуя расширяющееся облако газа и пыли, называемое планетарной туманностью. От звезды остается лишь ее ядро — белый карлик, примерно размером с Землю, представляющий собой тлеющий звездный остаток, который постепенно остывает в течение миллиардов лет.
Массивная звезда заходит дальше. В ее ядре термоядерные реакции превращают углерод в более тяжелые элементы, такие как кислород, неон и магний, которые служат новым топливом. У самых крупных звезд эта цепочка продолжается до тех пор, пока кремний не начинает сливаться в железо. Эти процессы выделяют энергию, удерживающую ядро от коллапса, но каждое новое «топливо» дает все меньше времени. Весь путь занимает всего несколько миллионов лет. Когда кремний начинает превращаться в железо, запасы топлива иссякают буквально за считаные дни. Следующим шагом могло бы быть слияние железа в более тяжелые элементы, но для этого требуется энергия, а не ее выделение. Железное ядро звезды коллапсирует до тех пор, пока силы между атомными ядрами не останавливают сжатие, после чего происходит отскок. Это создает ударную волну, распространяющуюся наружу через звезду. В результате происходит гигантский взрыв — сверхновая. Ядро выживает в виде чрезвычайно плотного остатка — нейтронной звезды или черной дыры.
Вещество, выброшенное в космос при взрывах сверхновых и других звездных событиях, обогащает будущие молекулярные облака и входит в состав следующего поколения звезд.