Hviezdy - sú to obrovské gule zložené z horúcich a svietiacich plynov. Vlastnosti hviezdy, ako je farba, teplota, veľkosť a žiarivosť sú všetky podmienky jej hmotnosti. Vlastnosti hviezd sú veľmi rozličné, pretože majú najrôznejšie hmotnosti. Jednotlivé hviezdy menia behom svojho vývojového cyklu svoje vlastnosti v závislosti na vnútorných zmenách. Priemer hviezd môže byť 450-krát menší a viac ako 1 000-krát väčší ako priemer Slnka a hmotnosť sa pohybuje približne od jednej dvadsatiny až po viac ako 50-násobok hmotnosti Slnka. Energia emitovaná žiariacou hviezdou vzniká pri jadrovej syntéze v strede hviezdy. Jasnosť hviezdy meriame vo hviezdnych veľkostiach, tzv. magnitúdach- čím je hviezda jasnejšia, tým má nižšiu magnitúdu. Rozoznávame dva typy magnitúd: zdanlivú hviezdnu magnitúdu, ktorá predstavuje jasnosť, ako ju vidíme zo Zeme, a absolútnu magnitúdu, čo je jasnosť, akú by sme videli zo štandardnej vzdialenosti 10 parsekov. Svetlo vyžarované z hviezdy sa môže rozkladať a vytvárať spektrum, ktoré obsahuje sériu tmavých čiar (absorpčné čiary). Magnitúda a spektrálny typ (farba) hviezdy sa znázorňuje na grafe, ktorý sa nazýva Hertzsprungov-Russelov diagram.
MALÉ HVIEZDY
Malé hviezdy majú hmotnosť do jeden a pol násobku hmotnosti Slnka. V dôsledku vlastnej gravitácie zlúčenín sa začnú plyny zmenšovať, až kým sa zhluky zohrejú a začnú žiariť. Tak vznikajú protohviezdy. Ak je táto protohviezda dostatočne hmotná, dosahuje teplotu okolo 15 miliónov ˚C. Vtedy začínajú nukleárne reakcie, pri ktorých sa uvoľňuje energia. Uvoľňujúca energia spôsobuje, že hviezda začne svietiť. Tak sa z nej stala hviezda hlavnej postupnosti približne na 10 miliárd rokov, až kým sa všetok vodík v jadre premení na hélium. Héliové jadro sa scvrkne a prebiehajú ďalšie reakcie. Keď dosiahnu dostatočnú teplotu, tak sa hélium premení na uhlík. Vonkajšie hviezdy sa pritom rozpínajú, chladnú a ich svietivosť klesá. Rozpínajúcu sa hviezdu nazývame červený obor. Keď sa hélium v jadre spotrebuje, vonkajšie vrstvy hviezdy môžu uniknúť vo forme rozpínajúcej sa plynnej obálky, nazývanej planetárna hmlovina. Zvyšok jadra (asi 80% pôvodnej hviezdy) sa teraz dostáva do posledných štádií vývoja. Mení sa na bieleho trpaslíka, ktorý postupne chladne a tmavne. Keď prestane svietiť, z mŕtvej hviezdy sa stane čierny trpaslík.
VEĽKÉ HVIEZDY
Sú to hviezdy, ktoré majú prinajmenšom trojnásobnú hmotnosť Slnka. Niektoré až takmer 50--násobnú. Takáto hviezda sa vyvíja podobne ako malá hviezda až po štádium hviezdy hlavnej postupnosti. Počas trvania štádia hviezdy hlavnej postupnosti hviezda stabilne svieti, až kým sa vodík v jej jadre nepremení na hélium. Tento proces trvá u malej hviezdy miliardy rokov, ale u veľmi hmotnej hviezdy len milióny rokov. Mohutná hviezda sa potom stáva červeným veľobrom, ktorý má na začiatku héliové jadro obklopené vonkajšími vrstvami chladnúceho, rozpínajúceho sa plynu. Počas nasledujúcich miliónov rokov vytvárajú jadrové reakcie v obálke okolo kovového jadra rôzne prvky. Nakoniec sa jadro zrúti v čase kratšom, ako sekunda a zapríčiní obrovskú explóziu, ktorú nazývame supernova, pričom rázové vlny rozmetajú vonkajšie vrstvy hviezdy do okolia. Krátky čas svietia supernovy jasnejšie, ako celá galaxia. Ak má zvyšok jadra hmotnosť v rozpätí jeden a pol až tri hmotnosti Slnka, začne sa zmršťovať do útlej, hustej neutrónovej hviezdy. Ak má podstatne vyššiu hmotnosť ako tri hmotnosti Slnka, zmršťuje sa až do štádia čiernej diery.
VZNIK HVIEZD
Hviezdy vznikajú z chladných a riedkych prachových a plynových mračien. Tieto mračná sú nesmierne riedke a predstavujú lepšie vákuum, aké sme schopní na Zemi vytvoriť, ich hustota býva iba niekoľko atómov na centimeter kubický. Jednotlivé molekuly tohto mračna na seba pôsobia gravitačnou silou, čo má za následok, že sa priťahujú a pomaly pohybujú. Kvôli veľmi malej hmotnosti jednotlivých častíc a obrovským vzdialenostiam medzi nimi je to veľmi dlhodobý dej, ktorý však môže byť vonkajšími vplyvmi urýchlený, napríklad, že prejde nejaká hviezda a svojou gravitáciou spôsobí pohyb molekúl v mračne alebo v jeho blízkosti vybuchne supernova a tlaková vlna opäť mračno premieša. V oboch prípadoch sa dajú častice do pohybu a v miestach, kde sú zhluky najväčšie, utvoria sa jednotlivé gravitačné centrá, ktoré priťahujú ďalší materiál. Pod vplyvom gravitácie sa oblasť s vyššou hustotou zmrští, následkom čoho sa zvýši jej hustota a teplota a nakoniec vznikne jedna alebo viac hviezd, v ktorých prebiehajú jadrové reakcie. Plyn a prach pôvodného oblaku mal teplotu niekoľko stupňov nad absolútnou nulou (-273,1 °C). Po zmenšení do stredu hviezdy má táto látka teplotu aspoň 10 miliónov stupňov celzia..