Zvezde su dugo bile nepoznanica za astronome, koji su počeli da shvataju njihovu pravu prirodu tek u XIX veku. Danas se zna da su zvezde džinovske usijane sfere gasa (uglavnom vodonika i manje količine helijuma) koje isijavaju energiju zračenja koja se stvara u njihovoj unutrašnjosti. Kako zvezda zrači svetlost, astronomi mogu precizno da izmere njen sjaj, boju i temperaturu. Zbog izuzetno velike udaljenosti od Zemlje, zvezde dalje od Sunca vide se tek kao svetle tačke, pa se čak ni najjačim teleskopima ne mogu uočiti osobine njihovih površina. Galaksija Mlečni put, u kojoj se nalazi i Sunce sa svojim sistemom, sadrži od 100 milijardi do 400 milijardi zvezda, ali je samo veoma mali deo tih zvezda vidljiv golim okom. Proksima Kentauri, nama najbliža zvezda posle Sunca, udaljena je oko 4,3 svetlosne godine od Zemlje. Pojedinačne zvezde, kao što je Sunce, predstavljaju manjinu; većina zvezda se pojavljuje u parovima (dvojna zvezda), višestrukim sistemima ili jatima (globularno jato, otvoreno jato). Zvezde se u velikoj meri razlikuju u sjajnosti, boji, temperaturi, masi, dimenzijama i starosti.
Uopštavanja povodom prirode i evolucije zvezda mogu nastati iz uzajamnog odnosa pojedinih svojstava i iz statističkih rezultata – Hercšprung–Raselov dijagram (slika 1). Na tom dijagramu prikazana je luminoznost (sjaj) zvezda u odnosu na njihovu spektralnu klasu, koja odgovara temperaturi ili talasnim dužinama svetlosti koju emituju. Najmasivnije zvezde imaju najveću luminoznost. To su plave zvezde, crveni džinovi i crveni superdžinovi. Nakon nastanka, zvezde izlaze na takozvani glavni niz Hercšprung–Raselovog dijagrama, na kojem provode 90% života.
Prema svojim spektralnim klasama, od plavičastobelih do crvenih, zvezde se dele na tipove:
1. O: od 29000 °C do 40000 °C
2. B: od 9700 °C do 29000 °C
3. A: od 7200 °C do 9700 °C
4. F: od 5800 °C do 7200 °C
5. G: od 4700 °C do 5800 °C
6. K: od 3300 °C do 4700 °C
7. M: od 2100 °C do 3300 °C
Najvrelije zvezde su plavičastobele (pripadaju spektralnim klasama O, B i A), a najhladnije su žute, narandžaste i crvene (spektralnih klasa G, K i M). Kad posle faze crvenog džina usledi faza belog patuljka, zvezda se pomera ka donjem levom uglu Hercšprung–Raselovog dijagrama (spektralna klasa F).
Evolucija zvezda
Prostor između zvezda nije prazan; međuzvezdani prostor ispunjavaju magline – ogromni oblaci gasa (mahom vodonika) i prašine koji lebde svemirom. Taj materijal nije pravilno raspoređen u prostoru i skuplja se u pramenove pod dejstvom gravitacije. Prema Njutnovom zakonu gravitacije, gravitaciona sila je obrnuto proporcionalna kvadratu rastojanja između dve čestice, a direktno proporcionalna proizvodu njihovih masa, što znači da što je oblak gušći, to je veća gravitaciona sila između čestica. One pod dejstvom gravitacije nastavljaju da se sabijaju i počinju da rotiraju oko svoje ose. Tako nastaje protozvezda, koja ima gusto, gasovito jezgro okruženo oblakom prašine. Pod dejstvom gravitacije, protozvezda se smanjuje i postaje sve toplija, a njena gustina i unutrašnja temperatura povećavaju se dok ona ne postane dovoljno vruća da izazove termonuklearnu fuziju u svom jezgru. Kad dosegne dovoljno visoku temperaturu (od nekoliko miliona stepeni Celzijusa), u njenom jezgru počinju termonuklearne reakcije u kojima se vodonik pretvara u helijum. Masa helijumovog atoma nešto je manja od mase četiri vodonikova atoma, što znači da deo mase odlazi u vidu energije. Oslobođena enegrija, tj. energija dobijena sagorevanjem goriva, može se izraziti Ajnštajnovom jednačinom E = mc2, i ona predstavlja sijanje zvezde, pri čemu se emituju elektromagnetni talasi svih talasnih dužina.
Zvezde žive milionima, pa čak i milijardama godina. Što je zvezda veća, ona brže stari, odnosno brže sagoreva gorivo, ali bez obzira na sve, životni vek zvezde veoma je dug. Termonuklearne reakcije traju sve dok se vodonik u zvezdi ne istroši, odnosno dok ne dođe do formiranje gvožđa, najstabilnijeg elementa u svemiru, jer tada više nema šta u šta da se pretvara. Naravno, do formiranja gvožđa dolazi posle niza transformacija, jer iz vodonika nastaje helijum, zatim ugljenik, azot, kiseonik i tako sve do gvožđa. Najveće zvezde najkraće žive jer ubrzano troše svoje nuklearno gorivo, tj. vodonik. Druge zvezde, kao što je, na primer, Sunce, sporije troše gorivo i žive oko 10 milijardi godina. U većini slučajeva, veličina zvezde ukazuje na njenu starost. Najmanje zvezde su najmlađe, a veće se bliže svom kraju, bilo hlađenju bilo eksploziji supernove.
Poslednje faze evolucije zvezde (slika 2), kad ona više ne proizvodi dovoljno energije koja deluje nasuprot njenoj gravitaciji, zavise u velikoj meri od njene mase i od toga da li je sastavni deo zatvorenog dvojnog sistema (crna rupa, neutronska zvezda, pulsar, beli patuljak, crni patuljak). Najmanje zvezde, poput Sunca, imaju relativno dug i skroman život. Kad takva zvezda potroši vodonik, počinje da sagoreva helijum. Jezgro zvezde se skuplja i zagreva, dok se njeni spoljni slojevi znatno šire i hlade, i ona se pretvara u crvenog džina. Život završava kao beli patuljak, konačno se potpuno ugasivši, odbacujući preostale spoljne slojeve i formirajući planetarnu maglinu. Zbog veće gustine, masivna zvezda u nuklearnim reakcijama može stvoriti elemente teže od helijuma. U krajnjem stadijumu života njeno jezgro kolapsira i zvezda eksplodira. Ostaje samo veoma gust ostatak, tj. neutronska zvezda. Najmasivnije zvezde život završavaju pretvaranjem u crne rupe. Procenjuje se da se čak 95% zvezda pretvara u bele patuljke. Ostale (veće) zvezde završavaju život u eksploziji supernove, nedeljama osvetljavajući galaksije, iako je njihov sjaj često zamagljen gasovima i prašinom.