Звезда - небесное тело, по своей природе похожи на Солнце, является массивным, самосветящимся плазменным шаром. Звезды образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. В звездах заключена основная масса светящегося вещества в природе.

Звезды, как любое живое существо, рождаются, живут и умирают. Продолжительность жизни звезд настолько велика (до десятков миллиардов лет), что астрономы не могут проследить жизнь хотя бы одной из них от начала до конца. Зато они могут наблюдать за звездами, находящимися на разных стадиях развития.

Звезда начинает свою жизнь как разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии температура газа возрастает. Когда она достигает в ядре нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции и сжатие за счет них прекращается. В этот момент силы гравитационного сжатия уравновешиваются силами возникающими благодаря термоядерным реакциям. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. Звезда красный гигант имеют радиус в сотни раз больше радиусов Солнца. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Когда все термоядерное топливо выгорает, с образованием ядер железа и никеля, гравитационное сжатие продолжается. Жизнь звезды заканчивается огромным взрывом. В результате этого взрыва часть массы звезды стремится к центру под действием гравитационного сжатия (в этот момент гравитационные силы уже не сдерживаются термоядерными реакциями), а другая часть разлетается в пространстве. Само явление называетсявзрыв сверхновой. Этот взрыв сопровождается столь мощным излучением, что некогда тусклую звезду становится иногда видно даже днем на небе. Судьба же центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы.

Подавляющее большинство звёзд (масса которых менее 12 солнечных масс), заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. Такой объект называется белым карликом. Его размер в сотни раз меньше размеров Солнца, а плотность в миллионы раз больше плотности воды. Белый карлик уже почти не излучает видимого света и потому становится невидимым. Температура белого карлика колеблется от тысячи до нескольких десяткой тысяч градусов. Первый белый карлик был обнаружен в 1862 году. Это был спутник Сириуса - Сириус В. Всего в нашей галактике около 6% таких звезд.

У более массивных звёзд (от 12 до 30 солнечных масс), давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие. Оно продолжается пока большинство электронов не будут "вдавлены" в протоныи не превратятся в нейтроны. Получившееся нейтронное море называется нейтронной звездой. Размеры такой звезды (нейтронная звезда) всего несколько километров, а плотность в 280 трлн. превышает плотность воды. Нейтронные звезды обладают огромным магнитным полем в миллиарды раз превышающем магнитное поле земли. Первое наблюдение нейтронной звезды состоялось в 1968, с открытием пульсаров.

У еще более массивных звёзд, ядра испытывают полный гравитационный коллапс, так как науке неизвестны силы, способные противостоять столь сильному гравитационному сжатию. По мере сжатия такого объекта сила тяжести на его поверхности возрастает настолько, что никакие частицы и даже свет не могут её покинуть. Такие объекты называютчёрными дырами.

В мире звезд, кроме обычного процесса развития звезды происходят еще множество процессов, такие как слияние звезд. Особый интерес для науки представляют двойные звезды - две звезды, находящиеся на сравнительно небольшом расстояние друг от друга, и вращающиеся вокруг общего центра масс.

Ниже приведена таблица зависимости цвета звезды от ее температуры.