Жизнь звезды довольно сложна. В течение своей истории она разогревается до очень высоких температур, а старея, остывает до такой степени, что в её атмосфере начинают образовываться пылинки. Одна и та же звезда может раздуться до грандиозных размеров, сравнимых с размерами орбиты Марса, и сжаться до нескольких десятков километров. Светимость её возрастает до миллионов светимостей Солнца и падает почти до нуля.

Картина эволюции звезды усложняется вращением, иногда очень быстрым, на пределе устойчивости (при быстром вращении центробежные силы стремятся разорвать звезду). Некоторые звёзды обладают скоростью вращения на поверхности 500—600 км/с. Для Солнца эта величина составляет около 2 км/с.

Даже такая относительно спокойная звезда, как Солнце, испытывает колебания с различными периодами, на его поверхности происходят вспышки и выбросы вещества. Активность некоторых других звёзд несравнимо выше. На определённых этапах эволюции звезда может стать переменной, начав регулярно менять свой блеск, сжиматься и опять расширяться. А иногда на звёздах происходят сильные взрывы. Когда взрываются самые массивные звёзды, их блеск на короткий срок может превысить блеск всех остальных звёзд галактики вместе взятых.

В начале XX в., в основном благодаря трудам английского астрофизика Артура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звёздах как о раскалённых газовых шарах, заключающих в своих недрах источник энергии — термоядерный реактор, синтезирующий ядра гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось, что в звёздах рождаются и более тяжёлые химические элементы. Вещество, из которого сделана эта книга, также прошло через «термоядерную топку» и было выброшено в космическое пространство при взрыве породившей его звезды.

По современным представлениям, жизненный путь одиночного светила определяется его начальной массой и химическим составом. Чему равна минимальная возможная масса звезды, с уверенностью мы сказать не можем. Дело в том, что маломассивные звёзды — очень слабые объекты, и наблюдать их довольно трудно. Теория звёздной эволюции утверждает, что в телах массой меньше, чем семь-восемь сотых долей массы Солнца, долговременные термоядерные реакции идти не могут.

Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2—3 тыс. градусов. Одним из таких тусклых багрово-красных карликов является ближайшая к Солнцу звезда Проксима в созвездии Кентавра.

Если же начальная масса «протозвёздного» тела оказывается меньше 0,07—0,08 массы Солнца, в нём на короткое время происходят лишь быстротекущие термоядерные реакции с участием дейтерия. Такое тело называют уже не звездой, а коричневым карликом или субзвёздным объектом, т. е. «недо-звездой». При начальной массе менее 13 масс Юпитера мы получим уже даже не «недозвезду», а тело, неотличимое от планеты-гиганта, в котором никакие термоядерные реакции протекать не могут.

В звёздах большой массы, напротив, эти реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50—70 солнечных масс, то после начала горения термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы.

Звёзды, масса которых близка к предельной, обнаружены, например, в туманности Тарантул в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Есть они и в нашей Галактике. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звёзды могут взорваться как сверхновые (так называют взрывающиеся звёзды с большой энергией вспышки).