Zvaigznes, tāpat kā cilvēki, var būt jaundzimušie,jauni, veci. Katru brīdi nomirst viens zvaigzne un citi. Parasti jaunākais no viņiem izskatās kā saule. Tie ir veidošanās stadijā un faktiski pārstāv protostārus. Astronomi tos sauc par T veida zvaigznēm - Taurus, pēc to prototipa nosaukuma. Pēc to īpašībām - piemēram, spilgtums - protostāri ir mainīgi, jo to eksistence vēl nav iestājusies stabilā fāzē. Apmēram daudzas no tām ir daudzas lietas. No T veida zvaigznēm izstaro spēcīgas vēja strāvas.
Ja viela nokrīt uz protostāra virsmas,tas ātri sadeg un kļūst par siltumu. Rezultātā protostāru temperatūra pastāvīgi pieaug. Kad tik strauji palielinās, ka kodolreakcijas tiek uzsāktas zvaigznes centrā, protostārs iegūst parasta statusu. Sākot kodolreakcijas, zvaigzne ir pastāvīgs enerģijas avots, kas ilgu laiku atbalsta tās būtisko darbību. Cik ilgi zvaigznes zvaigzne Visumā būs atkarīga no tā sākotnējā lieluma. Tomēr tiek uzskatīts, ka zvaigznēm, kas ir Saules diametrs, būs pietiekami daudz enerģijas, lai dzīvotu ērti apmēram 10 miljardus gadu. Neskatoties uz to, notiek arī tas, ka pat masīvākās zvaigznes dzīvo tikai dažus miljonus gadu. Tas ir saistīts ar to, ka viņi sadedzina degvielu daudz ātrāk.
Katra no zvaigznēm ir pudurikarsta gāze. Viņu dziļumos pastāvīgi notiek kodolenerģijas ražošanas process. Tomēr ne visas zvaigznes ir kā Saule. Viena no galvenajām atšķirībām ir krāsa. Zvaigznes ir ne tikai dzeltenas, bet arī zilganas, sarkanīgas.
Tās atšķiras arī ar tādām īpašībām kā spīdums,spilgtums. Cik spoža izrādās zvaigzne, kas novērota no Zemes virsmas, ir atkarīgs ne tikai no tās spožuma, bet arī no attāluma no mūsu planētas. Ņemot vērā to attālumu līdz Zemei, zvaigznēm var būt ļoti atšķirīgs spilgtums. Šis skaitlis svārstās no desmit tūkstošdaļām Saules spilgtuma līdz spilgtumam, kas pielīdzināms vairāk nekā miljonam Saules.
Lielākā daļa zvaigžņu atrodas apakšējā segmentāno šī spektra, būdams blāvs. Daudzos aspektos Saule ir vidēja, tipiska zvaigzne. Tomēr, salīdzinot ar citiem, tā spilgtums ir daudz lielāks. Pat ar neapbruņotu aci var novērot lielu skaitu vāju zvaigžņu. Zvaigžņu spilgtuma atšķirība ir to masas dēļ. Krāsu, spīdumu un spilgtuma izmaiņas laika gaitā nosaka vielas daudzums.
Cilvēki jau sen mēģināja izsekot zvaigžņu dzīvitomēr pirmie zinātnieku mēģinājumi bija diezgan kautrīgi. Pirmais sasniegums bija Lane likuma piemērošana Helmholca-Kelvina gravitācijas kontrakcijas hipotēzei. Tas astronomijā ienesa jaunu izpratni: teorētiski zvaigznes temperatūrai vajadzētu palielināties (tās ātrums ir apgriezti proporcionāls zvaigznes rādiusam), līdz blīvuma palielināšanās palēnina saspiešanas procesus. Tad enerģijas patēriņš būs lielāks nekā tā ienākšana. Šajā brīdī zvaigzne sāks strauji atdzist.
Viena no sākotnējām dzīves cikla hipotēzēmzvaigznes ieteica astronoms Normans Lokjē. Viņš uzskatīja, ka zvaigznes rodas no meteoriskas vielas. Šajā gadījumā viņa hipotēzes nosacījumi balstījās ne tikai uz astronomijā pieejamajiem teorētiskajiem secinājumiem, bet arī uz zvaigžņu spektrālās analīzes datiem. Lokjē bija pārliecināts, ka ķīmiskos elementus, kas piedalās debess ķermeņu evolūcijā, veido elementārdaļiņas - "protoelementi". Atšķirībā no mūsdienu neitroniem, protoniem un elektroniem tiem nav vispārēja, bet gan individuāla rakstura. Piemēram, saskaņā ar Lockyer teikto, ūdeņradis sadalās tā sauktajā "protohidrogēnā"; dzelzs kļūst par "proto-dzelzi". Citi astronomi, piemēram, Džeimss Hopvuds, Jakovs Zeldovičs, Freds Hoils mēģināja aprakstīt zvaigznes dzīves ciklu.
Lielākās zvaigznes ir karstākāsun spilgti. Pēc izskata tie parasti ir balti vai zilgani. Neskatoties uz to, ka tie ir milzīgi pēc izmēra, degviela to iekšienē sadedzina tik ātri, ka viņiem tas tiek atņemts tikai dažu miljonu gadu laikā.
Mazas zvaigznes, pretstatāgigantisks, parasti ne tik spilgts. Viņiem ir sarkana krāsa, viņi dzīvo pietiekami ilgi - miljardiem gadu. Bet starp spožajām zvaigznēm debesīs ir arī sarkanas un oranžas. Kā piemēru var minēt zvaigzni Aldebaranu - tā saukto "vērša aci", kas atrodas Vērša zvaigznājā; un arī zvaigzne Antares Skorpiona zvaigznājā. Kāpēc šīs foršās zvaigznes spīdumā spēja konkurēt ar tādām karstām zvaigznēm kā Sirius?
Tas ir saistīts ar faktu, ka pēc tam, kad viņi ir ļotiievērojami paplašinājās, un to diametrā sāka pārspēt milzīgas sarkanās zvaigznes (supergigantus). Milzīgais laukums ļauj šīm zvaigznēm izstarot par kārtu vairāk enerģijas nekā Saule. Tas notiek neskatoties uz to, ka to temperatūra ir daudz zemāka. Piemēram, Betelgeuse, kas atrodas Oriona zvaigznājā, diametrs ir vairākus simtus reižu lielāks nekā Saules diametrs. Un parasto sarkano zvaigžņu diametrs parasti ir mazāks par desmito daļu no Saules lieluma. Šādas zvaigznes sauc par punduriem. Katrs debess ķermenis var iziet šāda veida zvaigžņu dzīves ciklu - viena un tā pati zvaigzne dažādos dzīves intervālos var būt gan sarkanais milzis, gan rūķis.
Parasti gaismekļiem patīk Sauleuzturēt to pastāvēšanu ūdeņraža dēļ iekšpusē. Tas pārvēršas par hēliju zvaigznes kodola iekšpusē. Saulei ir milzīgs degvielas daudzums, taču pat tā nav bezgalīga - pēdējo piecu miljardu gadu laikā puse no krājuma ir iztērēta.
Pēc tam, kad krājumi beigušies zvaigznes iekšienēūdeņradis, gaidāmas lielas izmaiņas. Atlikušais ūdeņradis sāk degt nevis tā kodola iekšpusē, bet gan uz virsmas. Šajā gadījumā zvaigznes mūža ilgums arvien samazinās. Zvaigžņu cikls, vismaz lielākajai daļai no tām, šajā segmentā pāriet sarkanā milzu stadijā. Zvaigznes izmērs kļūst lielāks, savukārt tās temperatūra, gluži pretēji, ir zemāka. Tā parādās lielākā daļa sarkano milžu, kā arī supergiganti. Šis process ir daļa no vispārējās pārmaiņu secības, kas notiek ar zvaigznēm, kuru zinātnieki ir nodēvējuši par zvaigžņu evolūciju. Zvaigznes dzīves cikls ietver visus tās posmus: galu galā visas zvaigznes noveco un mirst, un to pastāvēšanas ilgumu tieši nosaka degvielas daudzums. Lielās zvaigznes pabeidz savu dzīvi ar milzīgu, iespaidīgu sprādzienu. Pieticīgāki, gluži pretēji, mirst, pamazām sarūkot līdz balto punduru lielumam. Tad viņi vienkārši izgaist.
Cik ilgi dzīvo vidējā zvaigzne? Zvaigznes dzīves cikls var ilgt no mazāk nekā 1,5 miljoniem gadu līdz 1 miljardam gadu vai vairāk. Tas viss, kā jau tika teikts, ir atkarīgs no tā sastāva un lieluma. Zvaigznes, piemēram, Saule, dzīvo 10 līdz 16 miljardus gadu. Ļoti spožām zvaigznēm, piemēram, Sirius, ir salīdzinoši īss mūžs - tikai daži simti miljoni gadu. Zvaigznes dzīves cikla diagramma ietver šādus posmus. Šis molekulārais mākonis - mākoņa gravitācijas sabrukums - supernovas dzimšana - protostāra evolūcija - protostellar fāzes beigas. Tad seko posmi: jaunās zvaigznes stadijas sākums - dzīves vidus - briedums - sarkanā milzu stadija - planētas miglājs - baltā pundura stadija. Divas pēdējās fāzes ir raksturīgas mazām zvaigznēm.
Tātad, mēs īsi pārskatījām zvaigznes dzīves ciklu. Bet kas ir planētas miglājs? Pārvēršoties no milzīga sarkanā giganta par balto punduri, dažkārt zvaigznes nomet savus ārējos slāņus, un tad zvaigznes kodols kļūst atklāts. Gāzes apvalks sāk mirdzēt zvaigznes izstarotās enerģijas ietekmē. Šis posms ieguva savu nosaukumu, pateicoties tam, ka kvēlojošie gāzes burbuļi šajā apvalkā bieži atgādina diskus ap planētām. Bet patiesībā viņiem nav nekāda sakara ar planētām. Bērnu zvaigžņu dzīves ciklā var nebūt iekļautas visas zinātniskās detaļas. Var aprakstīt tikai debess ķermeņu evolūcijas galvenās fāzes.
Astronomiem patīk izpētīt zvaigžņu kopas. Pastāv hipotēze, ka visi gaismekļi ir dzimuši grupās, nevis atsevišķi. Tā kā zvaigznēm, kas pieder tai pašai kopai, ir līdzīgas īpašības, atšķirības starp tām ir patiesas, nevis attāluma līdz Zemei dēļ. Neatkarīgi no izmaiņām šīs zvaigznes ņem vērā, tās rodas vienlaikus un vienādos apstākļos. Īpaši daudz zināšanu var iegūt, pētot to īpašību atkarību no masas. Galu galā zvaigžņu vecums kopās un to attālums no Zemes ir aptuveni vienāds, tāpēc tās atšķiras tikai ar šo rādītāju. Kopas interesēs ne tikai profesionālus astronomus - katrs amatieris labprāt uzņems skaistu fotogrāfiju, apbrīnos viņu ārkārtīgi skaisto skatu planetārijā.
