Hvězdy

Velikost a barva
Hvězdy lze rozdělit podle barvy do několika skupin. Barva závisí na povrchové teplotě hvězdy, stejně jako při postupném zahřívání kovu se jeho barva mění z oranžové na žlutou, bílou a modravou. Hvězdy se vyskytují v rozmezí od 3500°C (ty jsou červené) po 25000°C (ty jsou modré).
Při svém zrodu se většina hvězd podobá rozměrem našemu Slunci. Největší modré hvězdy mají průměr jen asi 20krát větší než Slunce. Hvězdy těchto typů se nalézají v takzvané hlavní posloupnosti, v níž existuje přímá úměra mezi velikostí a barvou. Čím je hvězda větší, tím je žhavější a modřejší.
U hvězd průměrné velikosti, které se nedávno zrodily, platí i úměra mezi barvou a svítivostí. Čím bělejší a žhavější je hvězda, tím je svítivější. Čím červenější a chladnější je hvězda, tím méně jasně svítí.

Umírající světlo
Každá hvězda, tak jak se postupně vyčerpává jaderné palivo v jejím nitru, směřuje ke své smrti.
Pro některé hvězdy přichází smrt rychle. Zatímco poklidné Slunce může zářit ještě pět miliard let, než se jeho zásoby vyčerpají, velmi jasné a hmotné hvězdy jsou u konce zásob během několika milionů let. Na druhé straně ubozí rudí trpaslíci mohou slabě svítit až 100 miliard let.
Smrt hvězdy má do značné míry charakter jejího života. Masivní hvězdy končí svou existenci v podivuhodné explozi a zhroucení jako supernovy, avšak menší hvězdy jako Slunce se za nějakých pět miliard let promění v rudého obra, aby se po nějaké době zhrotilo a skončilo svůj život jako bílý trpaslík. Rudí trpaslíci na konci svého života prostě zhasnou.
Všechny tyto změny jsou řízeny tím, co se stane, jakmile se zásoby vodíku a helia ztenčí. Pokud reakce, poskytující hvězdě energii, nemohou udržovat na uzdě tlak gravitačních sil, dojde k výrazným změnám v jejich struktuře. V nitru velmi velkých hvězd mohou být tlak a teplota tak vysoké, že i poměrně těžké prvky mohou složit jako jaderné palivo, které nakonec vede ke vzniku železa. Nakonec však dojde ke katastrofickému zhroucení na nepatrný objem, po němž následuje obrovský výbuch, který zaznamenáváme jako explozi supernovy.
Jestliže je palivo spotřebováno hvězdou velikosti Slunce, dojde k velkému přeskupování hmoty, při němž jsou do prostoru odvanuta obrovská mračna plynů (ta se pak jeví v dalekohledu jako planetární mlhoviny) a zůstává pouze žhavé jádro. V daleké budoucnosti, když se ze Slunce stane rudý obr, bude Země spálena na popel.

Hvězdy jako Slunce stráví přibližně deset miliard let za stálého intenzivního záření. Když se zásoby jaderného paliva začnou zmenšovat, roztáhnou se vnější vrstvy Slunce do vysoce zředěné obrovské koule, takzvaného rudého obra, a jádro se smrští, přičemž jeho hmota degeneruje na velice hustou formu, v níž jsou atomové částice prudce stlačeny. Postupně uvolňuje hvězda další vnější vrstvy, aby se zmenšil tlak v jejím nitru. Takové „odlupování“ se odehraje přibližně každých tisíc let a při tom hvězda ztratí asi 10% své hmoty. Vnější vrstvy se promění v planetární mlhovinu, zatímco žhavý zbytek se stane bílým trpaslíkem velikosti přibližně naší Země. Tato žhavá stlačená hmota pak za postupného ochlazování dále září.

Velká modrá hvězda se vyvíjí rychle a může se proměnit na rudého obra, kterému se říká veleobr, už během milionu let své existence. Ve fázi veleobra může mít v průměru až 1,6 miliardy kilometrů, což je desetinásobek průměru oběžné dráhy Země okolo Slunce. Tlak uvnitř veleobra je tak velký, že tam protony fúzují s elektrony za vzniku neutronů. Hvězda se pak brzy za gigantické exploze zhroutí, a tak vzniká supernova. Při této explozi vydává supernova několik hodin tolik energie jako všechny ostatní hvězdy v galaxii dohromady. Taková exploze je jediná fáze, při níž vznikají těžké prvky jako je zlato nebo olovo, a ty jsou pak rozptylovány do širokého prostoru, aby se později vtělily do nově vznikajících hvězd a planet. V poslední fázi svého života zbude z velké modré hvězdy nepatrná, ale nesmírně hmotná koule neutronů – rychle se otáčející hvězda neboli pulsar, vysílající do prostoru rádiové vlny, nebo konečně černá díra.