Faza początkowa dla wszystkich gwiazd, włączając w to nasze Słońce, zaczyna się, gdy gęsty region w mgławicy zaczyna się kurczyć i rozgrzewać. Jest to zwykle wynik jednego z kilku zdarzeń, które mogą zapoczątkować grawitacyjne zapadanie się obłoku molekularnego. Do sposobów, w jakie to następuje, należą zderzenia galaktyk lub niszczycielskie eksplozje pobliskich supernowych, które wysyłają rozerwaną materię do obłoków z bardzo dużymi prędkościami. Każdy z tych oddziałów gwiezdnego macierzyństwa może uformować od kilkudziesięciu do tysięcy gwiazd.
Aby uformować gwiazdę taką jak nasze Słońce, które ma średnicę 864 400 mil (1 391 000 kilometrów), potrzeba by było zbioru gazu i pyłu o wielkości sto razy większej niż nasz Układ Słoneczny. To jest dopiero początek. Gdy tak duża ilość gazu i pyłu zbierze się razem, utworzy coś, co nazywamy protogwiazdą. Obiekt jest uważany za protogwiazdę tak długo, jak długo materia jest jeszcze opadana do środka. Dla naszego Słońca i gwiazd o tej samej masie, faza protogwiazdy zakończyłaby się po około 100 000 lat. Po tym czasie protogwiazda przestaje rosnąć, a otaczający ją dysk materii zostaje zniszczony przez promieniowanie.
Jeśli protogwiazda nie zdołała uzyskać wystarczającej masy, powstanie brązowy karzeł. Te biedne maluchy to obiekty podgwiazdowe, które z powodu zbyt małej masy nie są w stanie podtrzymywać reakcji syntezy wodoru w swoich rdzeniach. Gwiazdy ciągu głównego nie mają z tym problemu, czego zazdroszczą im brązowe karły. Mówiąc prościej, brązowy karzeł jest zbyt duży, aby nazwać go planetą i zbyt mały, aby nazwać go gwiazdą. Do 1995 roku były one jedynie koncepcją teoretyczną. Obecnie uważa się jednak, że na każde sześć gwiazd przypada jeden brązowy karzeł.
Jeżeli gwiazda jest wystarczająco duża, aby stopić atomy wodoru w hel, wejdzie w fazę, w której znajduje się nasze Słońce, zwaną fazą ciągu głównego. Gwiazda przeżyje większość swojego życia w fazie ciągu głównego. W tym momencie fuzja jądrowa przekształca wodór w hel. Gwiazda jest stabilna tylko dlatego, że lekkie ciśnienie tej energii równoważy grawitacyjne zapadanie się gwiazdy.
Około dziewięć na dziesięć gwiazd we wszechświecie to gwiazdy ciągu głównego. Gwiazdy te mogą mieć masę od około jednej dziesiątej masy naszego Słońca aż do 200 razy większej masy, a to, jak długo gwiazda pozostanie w fazie ciągu głównego, zależy od jej wielkości. Gwiazda o większej masie może mieć więcej materiału do zabawy, ale będzie się szybciej spalać ze względu na wyższą temperaturę jądra spowodowaną większymi siłami grawitacyjnymi. Gwiazda wielkości naszego Słońca spędzi w tej fazie około 10 miliardów lat, ale gwiazda 10 razy większa od naszej pozostanie w niej tylko przez 20 milionów lat.
Po fazie sekwencji głównej gwiazda stanie się czerwonym olbrzymem. Czerwony olbrzym to umierająca gwiazda w jednym z ostatnich etapów ewolucji gwiezdnej. Za kilka miliardów lat nasze Słońce umrze i rozszerzy się, pożerając wewnętrzne planety, a może nawet Ziemię (nie martw się, wymrzemy kilka miliardów lat wcześniej. Jeśli uda nam się przetrwać kolejny miliard lat, temperatura powierzchni Ziemi stanie się zbyt gorąca dla nas, ludzi.)
Po tym, jak gwiazdy przestaną przekształcać wodór w hel poprzez fuzję jądrową, grawitacja przejmie kontrolę. Obawiam się, że od tego momentu wszystko pójdzie już z górki. Gwiazdy typu czerwony olbrzym osiągają rozmiary od 62 mln do 621 mln mil średnicy (100 mln do 1 mld km), czyli od 100 do 1000 razy większe niż dzisiejsze Słońce. Energia gwiazdy jest rozproszona na większym obszarze, jak piksele, gdy rozszerzamy grafikę rastrową. Z tego powodu gwiazda w rzeczywistości staje się chłodniejsza, osiągając tylko nieco więcej niż połowę ciepła Słońca. Zmiana temperatury powoduje, że gwiazdy świecą bardziej w kierunku czerwonej części widma; to właśnie ona nadaje czerwonemu olbrzymowi jego nazwę.
To, dokąd gwiazda zmierza od tego punktu, zależy od jej rozmiaru. Na początek przyjrzyjmy się mniej gwałtownej opcji. Mniejsze gwiazdy, o masie do około ośmiu razy większej od masy naszego Słońca, mogą stać się białymi karłami. Te stare pozostałości gwiezdne są niezwykle gęste. Łyżeczka ich materii ważyłaby na Ziemi tyle, co słoń – to 5,5 tony w jednej niewiarygodnie mocnej łyżeczce. Promień białego karła jest zaledwie 0,01 promienia naszego Słońca, ale masa jest mniej więcej taka sama. Oszacowanie, jak długo biały karzeł stygnie, pomaga astronomom zrozumieć, jak stary jest wszechświat.
Po niewyobrażalnie długim czasie – dziesiątkach, a nawet setkach miliardów lat – biały karzeł będzie stygł, aż stanie się czarnym karłem, które są niewidoczne, ponieważ emitują promieniowanie w tej samej temperaturze co mikrofalowe tło. Ze względu na wiek Wszechświata i to, co wiemy o jego najstarszych gwiazdach, nie ma znanych czarnych karłów.
Alternatywnie, gwiazda o masie co najmniej ośmiu mas Słońca będzie miała znacznie bardziej gwałtowną, ale i znacznie piękniejszą śmierć. Masywne gwiazdy mogą utworzyć supernową, gdy zabraknie im paliwa. Dla nich lepiej jest odejść z hukiem, niż zgasnąć. Kiedy supernowe wybuchają, wyrzucają swoje wnętrzności w przestrzeń kosmiczną z prędkością od 9000 do 25000 mil na sekundę.
Te wybuchy produkują większość materiału we wszechświecie, w tym niektóre ciężkie pierwiastki, takie jak żelazo, które pomagają nam stworzyć siebie i naszą planetę, więc wszyscy nosimy pozostałości tych eksplozji w naszych ciałach. Jak ujął to Neil deGrasse Tyson: „To całkiem dosłowna prawda, że jesteśmy gwiezdnym pyłem”. Cykl zaczyna się od nowa, z nową generacją gwiazd, a nowe gwiazdy rodzą się z pozostawionego w ten sam sposób gwiezdnego pyłu.
Nie oznacza to, że to koniec drogi dla tego, co pozostało z gwiazdy. Po eksplozji supernowej jądro gwiazdy pozostaje w postaci czarnej dziury lub gwiazdy neutronowej, które są niewiarygodnie niszczycielskie i brutalnie piękne. Gwiazdy neutronowe są trudne do odnalezienia i są bardzo tajemniczymi obiektami. Mogą być wielkości miasta, ale nie dajcie się zwieść, z tymi obiektami nie należy zadzierać. Są one niezwykle gęste: jeśli weźmiemy masę naszego Słońca, podwoimy ją, a następnie zmniejszymy do rozmiarów Los Angeles, to mniej więcej taką gęstość ma gwiazda neutronowa. Metr sześcienny gwiazdy neutronowej ważyłby nieco mniej niż 400 miliardów ton. Cała ta gęstość sprawia, że ich grawitacja powierzchniowa jest naprawdę ogromna.
Alternatywnie, to co zostaje po supernowej może stać się czarną dziurą. Czarne dziury dosłownie wciągają przestrzeń wokół siebie. Muszą mieć ogromną ilość masy w niewiarygodnie małej przestrzeni, aby mieć wymaganą grawitację do wciągnięcia światła. Aby spojrzeć na to z perspektywy czasu, aby zrobić czarną dziurę z Ziemi, cała planeta musiałaby zostać ściśnięta do rozmiaru ziarnka grochu! Te tajemnicze i przerażające obiekty mogą spowolnić czas i rozerwać cię na strzępy, a nic nie może uciec z objęć czarnej dziury, gdy osiągnie ona swój horyzont zdarzeń. Żadna materia, która znajdzie się na jej drodze, nie zostanie już nigdy więcej zauważona. Są one tyranem na placu zabaw wszechświata, ale w przeciwieństwie do tyranów na placu zabaw, nasze życie może zależeć od nich. Niektórzy badacze uważają, że czarne dziury faktycznie pomagają tworzyć pierwiastki, ponieważ rozbijają materię na cząstki subatomowe.
Cząstki te tworzą ciebie i mnie, i wszystko wokół nas. Zawdzięczamy gwiazdom nasze życie. Niezależnie od tego, czy są duże czy małe, młode czy stare, nie można zaprzeczyć, że gwiazdy są jednymi z najpiękniejszych i najbardziej poetyckich obiektów w całym stworzeniu. Następnym razem, gdy spojrzysz na gwiazdy, pamiętaj, że tak właśnie zostały stworzone i tak właśnie umrą.