Vznik každej hviezdy je spojený s existenciou medzihviezdneho prachu a plynu, inak povedané, kolíska, v ktorej sa hviezda narodí je vystlaná prachom a plynom. Časť prachoplynového mračna, hmloviny, sa postupne zmršťuje, hustne a tak sa vytvára hviezdny zárodok. Miniatúrne prachové zrniečka sú pre vznik hviezdy veľmi dôležité, pretože výpočty ukazujú, že je veľmi ťažké prinútiť ku kondenzácií medzihviezdnu látku, ktorá neobsahuje "nečistoty" v podobe kremičitých a uhlikatých prachových zrniečok. Tento prach pochádza z hmoty hviezd prvej generácie, ktoré v priebehu svojho života vyvrhnú časť alebo väčšinu svojej hmoty späť do priestoru. Táto hmota je už chemicky premenená a tak prispieva k potrebnému "zašpineniu" prvotnej medzihviezdnej látky.

Na osamelú molekulu pôsobí tlak žiarenia zo všetkých strán rovnako, takže pohyb molekuly tým nie je ovplyvnený. Ak má však molekula "za sebou" zhusteninu medzihviezdneho mračna, z tohto smeru je tlak žiarenia menší, vďaka čomu sa výslednica tlaku žiarenia nerovná nule a molekula sa začne pohybovať smerom k zhustenine. A náš zárodok začína utešene hustnúť. Akonáhle jeho hmotnosť ďalej rastie, prejaví sa výraznejšie aj jeho príťažlivosť.

Vďaka gravitácií narastá vo vnútri zárodku tlak a súbežne s ním teplota. No ak rastie teplota, začína výdatne narastať aj vyžarovanie. Akonáhle rastie teplota vo vnútri gule, začnú sa molekuly látky pohybovať väčšími rýchlosťami a súčasne na ne pôsobí zväčšený tlak žiarenia, pričom oba tieto procesy sa vzájomne snažia zárodok hviezdy rozptýliť. Za vznik hviezdy vďačíme prachovým nečistotám a molekulám, ktoré vznikajú postupným nalepovaním atómov na povrchu zrniečok, pričom tieto molekuly vyžarujú energiu do priestoru vo forme maseru (laser). Práve v existencii maserovo žiariacich molekúl spočíva kľúč k riešeniu záhady, prečo vôbec môžu hviezdy vznikať.

Prachoplynný zárodok sa zmršťuje, zhusťuje a súčasne obaľovanie hmotou plynule pokračuje. Vzniká útvar, ktorý nazývame protohviezda. Protohviezdy majú v priemere okolo 10 miliárd kilometrov a ich vývoj určuje skoro výlučne gravitácia. Ta je zodpovedná za pokračujúce zmršťovanie protohviezdy i za uvoľňovanie žiarivej energie. Behom niekoľko 100 tisíc, nanajvýš miliónov rokov zmršťovanie v podstate končí a vzniká hviezda. To sa prejaví najskôr v samotnom jadre protohviezdy. Zvyšujúci sa tlak a teplota totiž spôsobí, že v jadre začnú prebiehať termonukleárne reakcie.

Sú to vlastne ustálené procesy zlučovania atómových jadier, pričom sa uvoľňuje veľké množstvo energie. K tomu, aby sa zapálila termonukleárna reakcia, je potrebné docieliť teplotu cez milión kelvinov. Najskôr sa začnú zlučovať ľahké jadrá lítia a bóru, ich zastúpenie v protohviezde je však malé a reakcie sú energeticky málo výdatné, takže jediným výsledkom je, že zmienené prvky "vyhoria", zmenia sa na hélium. Po tejto epizóde ďalej pokračuje zmršťovanie hviezdy, až teplota vo vnútri dosiahne rádovo 10 miliónov kelvinov. Vtedy sa zapáli termonukleárna reakcia, ktorá má kľúčový význam pre celý hviezdny vývoj. Ide o premenu vodíka na hélium. O tom, ako táto premena prebieha, rozhoduje počiatočná hmotnosť hviezdy.

U hviezd hmotnejších ako Slnko je to uhlíko - dusíko - kyslíkový (CNO) cyklus. S jadrom vodíka sa najskôr zlučuje uhlík (katalyzátor) na ľahký izotop dusíka, ten sa mení na rádioaktívny uhlík a po reakcii s ďalším protónom potom na normálny dusík. Pridaním tretieho protónu vzniká ťažký izotop kyslíka, ktorý sa rozpadá na ťažký izotop dusíka. Konečne pridaním posledného, štvrtého protónu vzniká hélium a obnovuje sa uhlík. V oboch prípadoch zaniká v jadre hviezdy vodík a pribúda hélia.

Počas tejto etapy vývoja sa jasnosť i polomer hviezdy pozvolna zväčšujú, zatiaľ čo teplota vnútra sa prakticky nemení - pohybuje sa okolo 15 miliónov kelvinov. Polomer hviezdy pritom neprevyšuje státisíce až milióny kilometrov. Z hľadiska vývoja samotnej hviezdy je to najdlhšie a najstabilnejšie obdobie jej života. Pre hviezdy o hmotnosti Slnka trvá asi 9 miliárd rokov, pre hviezdy o hmotnosti 2 Sĺnk len necelú miliardu rokov. Hviezda s hmotnosťou 5 Sĺnk absolvuje rovnaké obdobie už len za 65 miliónov rokov a pre hviezdu s hmotnosťou 15 Sĺnk skončí táto etapa "len" za 10 miliónov rokov. Odtiaľ plynie dôležitý záver, že totiž rýchlosť hviezdneho vývoja závisí veľmi podstatne od počiatočnej hmotnosti hviezdy. Čím väčšiu má hviezda nadváhu, tým kratší život má pred sebou.

Na konci etapy spaľovania vodíka je v jadre hviezdy s hmotnosťou blízkou k hmotnosti Slnka vyčerpaný vodík (ale vo vonkajších vrstvách je ho celých 70%) a héliové jadro vytvára kryštalické mreže, v ktorých sa pohybujú volné elektróny, túto látku nazývame degenerovaný elektrónový plyn. Tlak tohto plynu zabraňuje ďalšiemu nárastu hustoty jadra, takže sa tým značne oddiali zapálenie héliovej reakcie. Vodíkový obal môže nerušene k povrchu hviezdy ďalšiu energiu, takže hviezda sa začne zjasňovať - stáva sa červeným obrom. V degenerovanom héliovom jadre sa nakoniec predsa len zapáli hélium, ale vyrobené teplo nemá kam unikať. Teplota jadra, ktoré je vďaka degenerácii dokonale vodivé, sa prudko zvyšuje, a tým ďalej rastie produkcia energie vznikajúca premenou hélia na uhlík. Celý proces vedie k nahromadeniu veľkej energie, čo spôsobí, že kryštalická mreža degenerovanej látky sa bleskovo roztopí a jadro exploduje. Tomuto javu sa hovorí héliový záblesk. Po skončení tejto epizódy pokračuje menej hmotná hviezda vytváraním ťažších prvkov v jadre, predovšetkým uhlíku a kyslíku. V krajnom prípade by konečným produktom hviezdneho vývoja mala byť hviezda zo železa, tým by však termonukleárny vývoj hviezdy definitívne skončil, pretože premena na ešte ťažšie prvky vyžaduje dodávanie energie, nie jej uvoľňovanie.

Jadro hviezdy hmotnejšej ako Slnko nie je degenerované, pretože počas CNO cyklu je konvektíne, to znamená že sa v ňom silno premiešava hviezdna látka, tak je do samotného stredu hviezdy z priľahlého obalu stále dopravované dostatočné množstvo paliva - vodíka (celé jadro je chemicky homogénne). Až od vonkajšej hranice konvektívneho jadra sa energia ďalej prenáša žiarením. Na konci etapy spaľovania vodíka konvekcia jadra ustane, vzniká jadro z hélia a výroba termonukleárnej reakcie sa prenesie do vodíkového obalu jadra hviezdy. Povrchová teplota a hviezdny obal sa stáva nepriestupnou prekážkou pre žiarenie z vodíkového obalu, preto opäť nastupuje proces konvekcie. Polomer hviezdy prudko rastie na desiatky i stovky polomerov Slnka. Hovoríme, že hviezda sa stala červeným obrom. V héliovom jadre sa vytvorí nový spád teploty a keďže tlak a teplota stále narastajú, doterajší popol - hélium sa stane palivom. Akonáhle sa hélium v jadre vyčerpá, dôjde k ďalšiemu celkovému zrúteniu hviezdy a zapáleniu reakcií, pri ktorých vznikajú ešte ťažšie prvky ako neón, horčík, kremík, síra, argón, vápnik a titán. Postupnosť následných zmršťovaní a rozpínaní sa tak mnohokrát opakuje a teplota jadra postupne dosahuje až zhruba miliardu kelvinov. V jadre hviezdy môžu vznikať ešte ťažšie prvky a to vanád, chróm, mangán, železo, kobalt a nikel. Aj tu však termonukleárny vývoj hviezdy definitívne končí, premena na ťažšie prvky energiu pohlcuje.

Ak bola hviezda spočiatku menej hmotná než asi 3 hmotnosti Slnka, stratí rozmanitými procesmi v priebehu svojho vývoja toľko hmoty, že ku konci svojho aktívneho termonukleárneho vývoja nemá viac než 1,4 hmoty Slnka. Gravitačné rúcanie sa preto zastaví omnoho skôr, v dobe, keď polomer hviezdy sa zmenší na nejakých 10000 kilometrov a keď sa vo vnútri hviezdy vyskytujú iba samotné izolované atómové jadrá a volné elektróny. Ako už vieme, vytvára takáto zmes kryštalickú mriežku, ktorú nazývame degenerovaný elektrónový plyn. Tlak degenerovaného plynu postačí zastaviť gravitačný kolaps, keďže hmotnosť telesa nie je veľká. Zato hustota degenerovaného plynu je úctyhodná, niečo okolo miliardy kilogramov v kubickom metri. Tomuto stabilnému pozostatku hviezdy astronómovia hovoria biely trpaslík. Je to vlastne najbežnejšie záverečné štádium vývoja hviezdy. Slovo trpaslík dobre vystihuje nepatrné rozmery útvaru, ktorý svojou veľkosťou pripomína skôr planétu Zem než riadnu hviezdu. Prívlastok biely zasa naznačuje, že tieto objekty žiaria neutrálnym bielym svetlom - znamená to, že ich povrchová teplota dosahuje 10000 kelvinov. Ak chceme byť presný, žiaria tak len relatívne mladí bieli trpaslíci. Postupom času tieto teleso chladne, až sa z neho stane prakticky neviditeľný čierny trpaslík.

Vzplanutie supernovy a následné zrútenie jej zbytku do neutrónovej hviezdy postihuje telesá s počiatočnou hmotnosťou medzi 3 až 8 hmotností Slnka. Celá rada hviezd sa po vyčerpaní zásob jadrového paliva zmení nakrátko na horiacu fakľu. Prudké rútenie hviezdneho materiálu môže totiž viesť k rázovej vlne a tým k opätovnej explózii hviezdneho vnútra - k výbuchu supernovy. Pri ňom hviezda nakrátko žiari tak silno ako celá galaxia. Obrazne povedané, hviezda sa doslova obráti naruby a väčšiu časť svojej hmoty rozptýli do medzihviezdneho priestoru. Z expandujúcej supernovy ostane nepatrný, velmi hustý a rýchlo rotujúci zbytok. Hmotnosť zbytku nie je taká, aby sa zrútil do čiernej diery. Vytvorí sa teleso, ktoré je s výnimkou tenkej milimetrovej atmosféry tvorené prevažne z neutrónov. Inak povedané, bežná hmota napríklad na Zemi je veľmi riedka "špongia" vzhľadom na mikrosvet častíc hmoty značné vzdialenosti medzi elektrónmi, protónmi a neutrónmi v atóme. Tlak v jadre hviezdy je taký obrovský, že elektróny sa spoja s protónmi pričom vzniknú neutróny a keďže neutróny sú elektricky neutrálne častice, vzájomne sa neodpudzujú a sú "nalepené jeden na druhom", vzniká degenerovaný neutrónový plyn, takže výsledná hmota má pre nás nepredstaviteľnú hustotu až 1013 - 1015 g.cm-3 a zodpovedá hustote atómových jadier. Ich centrálna teplota je 10 miliárd kelvinov, majú silné magnetické polia (až 108 T) a boli objavené ako pulzary. Polomer neutrónovej hviezdy je 10 až 50 km. "Mladé" neutrónové hviezdy silno žiaria, ale behom krátkej doby niekoľko mesiacov žiarenie neutrónovej hviezdy klesá a potom sa už v podstate prestáva vyvíjať.

Pulzary sú rýchlo rotujúce neutrónové hviezdy s veľmi silný magn. poľom. Spoločné pôsobenie týchto dvoch vlastností neutrónových hviezd je príčinou veľmi úzko smerovaného rádiového žiarenia v oblasti centimetrových až metrových dĺžok. Mechanizmus žiarenia sa vysvetľuje tým, že magnetické siločiary rotujúce spolu s neutrónovou hviezdou dosahujú v určitej vzdialenosti od hviezdy takmer rýchlosť svetla; voľné elektróny sa v takej oblasti stanú zdrojom žiarenia, sústredeného do úzkeho zväzku rotujúceho spolu s hviezdou ako svetlo majáka. Pozorovateľ môže registrovať tento zväzok ako opakujúce sa impulzy len pri vhodnej orientácii neutrónovej hviezdy.

http://sfa-www.harvard.edu

http://chandra.harvard.edu

http://www.stsci.edu/resources

Ak hviezda má hmotnosť väčšiu než 2 hmoty Slnka (na počiatku svojho života mala hmotnosť aspoň 8 Sĺnk), všeobecná teória relativity predpovedá, že čas pre ňu prestane existovať, keď skončí jej život a prestane vytvárať dostatok tepla na vyváženie síl vlastnej gravitácie, ktoré sa ju neustále usilujú stlačiť. Takéto masívne hviezdy budú vo svojom zmršťovaní pokračovať dovtedy, kým sa nestanú čiernymi dierami, teda oblasťami priestoročasu, ktoré sú natoľko zakryvené, že z nich nemôže uniknúť ani svetlo.

Je to objekt, ktorý sa svojím gravitačným kolapsom zmenšil pod svoj gravitačný polomer R a je určený vzťahom R=2GM/c², kde G je grav. konštanta a M hmotnosť objektu.

Každá čierna diera vyžaruje fotóny, elektróny a neutrína kvantovomechanickým procesom - vyparovanie čiernej diery alebo Hawkingov proces: Vo fyzikálnom vákuu môže vzniknúť pôsobením vysokoenergetických fotónov žiarenia pár častíc pozostávajúcich z častice (A) a antičastice (B). V normálnych podmienkach sa anihiláciou taký pár okamžite premení späť na fotón. Pri horizonte udalostí v tesnom okolí diery môžu anihiláciu prekaziť extrémne slapové sily. Jedna z častíc môže v tom prípade dopadnúť do čiernej diery, druhá môže z oblasti čiernej diery natrvalo uniknúť. čo sa vzdialenému pozorovateľovi javí ako vyžarovanie častíc čiernou dierou. Proces vyparovania prebieha tým rýchlejšie, čím viac sa zmenšuje hmotnosť čiernej diery. Posledných 10⁶ kg čiernej diery sa vyparí za 0,1 s, pričom sa vyžiari energia 10²³ J. Veľmi dlhé jestvovanie čiernej diery sa teda končí výbuchom.