Kandungan
Bintang terdiri terutamanya daripada hidrogen dan gas helium. Mereka bervariasi secara dramatik dalam saiz, kilauan dan suhu, dan hidup selama berbilion tahun, beralih melalui beberapa peringkat. Matahari kita sendiri adalah bintang biasa, salah satu daripada ratusan bilion yang menyerupai Bima Sakti.
Kelahiran
Bintang-bintang dilahirkan di dalam "nurseri" galaktik yang besar yang dipanggil nebula, kata Latin yang bermaksud awan. Nebula adalah awan padat habuk dan gas yang dapat menimbulkan beratus-ratus bintang. Di beberapa kawasan nebula, gas dan habuk akan berkumpul sebagai rumpun. Bintang baru muncul apabila salah satu daripada rumpun ini berkumpul begitu banyak sehingga ia runtuh di bawah kekuatan graviti sendiri. Ketumpatan peningkatan awan pemeluwapan menyebabkan suhu meningkat dengan ketara. Akhirnya, suhu menjadi begitu tinggi sehingga berlaku perpecahan nuklear, membentuk bintang "bayi" yang dipanggil protostar.
Bintang urutan utama
Sekali protostar telah mengumpulkan massa yang cukup dari awan dan awan debu di sekelilingnya, ia menjadi bintang urutan utama. Bintang urutan utama menggabungkan atom hidrogen bersama untuk menghasilkan helium dalam proses yang dikenali sebagai gabungan nuklear. Bintang boleh wujud di peringkat ini untuk berbilion tahun. Matahari kita sedang dalam peringkat urutan utama.
Kilauan bintang sangat bergantung pada massanya. Lebih besar bintang urutan yang lebih besar, semakin banyak kilauannya akan dipamerkan. Warna bintang urutan utama adalah petunjuk suhu bintang. Bintang panas akan kelihatan biru atau putih dan bintang yang lebih sejuk kelihatan merah atau oren. Jisim bintang juga akan mempengaruhi jangka hayatnya. Semakin ramai jisim bintang mempunyai, jangka hayatnya lebih pendek.
Red Giants
Selepas terbakar selama berbilion tahun, bintang urutan utama akhirnya akan mengeluarkan bekalan bahan api sebagai sebahagian besar hidrogennya ditukar menjadi helium melalui gabungan nuklear. Helium berlebihan akan menyebabkan suhu bintang meningkat. Apabila ini berlaku, bintang itu akan berkembang menjadi gergasi merah.
Gergasi Merah berwarna merah terang. Mereka juga lebih besar dan lebih bercahaya daripada bintang urutan utama. Oleh kerana inti gergasi merah terus runtuh di bawah daya graviti, ia akan menjadi cukup padat untuk menukar bekalan helium yang tersisa ke dalam karbon. Ini berlaku lebih kurang 100 juta tahun, sehingga tiba masanya untuk bintang itu mati. Sama seperti massa akan menentukan kecemerlangan bintang, ia juga akan menentukan cara kematian bintang.
Dwarf Putih
Bintang urutan utama yang mempunyai massa rendah akhirnya menjadi kerdil putih. Sekali gergasi merah telah membakar melalui bekalan heliumnya, bintang itu akan kehilangan jisim. Baki karbonnya yang tersisa akan terus menyejuk dan menurunkan kilauan dalam berbilion tahun sehingga ia menjadi kerdil putih. Akhirnya, bintang kerdil putih akan berhenti menghasilkan tenaga sama sekali dan menjadi gelap menjadi kerdil hitam. Bintang kerdil putih lebih kecil, lebih padat dan kurang bercahaya daripada bintang gergasi merah. Ketumpatan bintang kerdil putih begitu besar sehingga satu sudu semata-mata bahan kerdil putih akan menimbang beberapa tan.
Supernovas
Bintang urutan utama yang lebih tinggi adalah ditakdirkan untuk mati dalam letupan dramatik dan ganas yang disebut supernovas. Apabila bintang-bintang ini telah membakar melalui bekalan helium, teras karbon yang lain akan menjadi besi. Inti besi ini kemudiannya akan runtuh di bawah beratnya sendiri sehingga mencapai titik di mana bahan mula melantun dari permukaannya. Apabila ini berlaku, letupan besar-besaran berlaku yang akan menghasilkan kilauan terang yang menyerupai cahaya bintang-bintang. Semasa beberapa letupan supernova, proton dan elektron akan bergabung untuk membentuk neutron. Ini seterusnya membawa kepada pembentukan bintang yang sangat padat yang dipanggil bintang neutron.