Zvezdni življenjski cikel je zelo pomemben za razvoj življenja, amaterski astronom pa lahko skozi teleskop tudi pogleda zvezde v različnih življenjskih fazah. Zato je koristno imeti vsaj približno predstavo, kaj se vse dogaja v življenju zvezde. To je obširna in zapletena tema, v kateri tudi znanost še ni rekla zadnje besede, zato bo predstavitev nujno polna poenostavitev in bližnjic.
Na to, kako bo zvezda končala življenjsko pot, najbolj vpliva njena masa. Drugi vplivi so mnogo manjši, a včasih vseeno odigrajo pomembno vlogo - sem sodijo vrtilna količina zvezve, njena kemijska sestava in morebitne spremljevalke zvezve v tesnih dvozvezdjih.
Zvezde nastanejo iz oblakov plina in prahu, ki se zaradi gravitacije zdruzne. Krčenje lahko zaustavi samo tlak v zvezdi. Pri maldi zvezdi ta tlak zagotovijo jedrske reakcije, ki jedra vodika zlivajo v helij. Te reakcije so dokaj stabilne in zvezdi zagotovijo relativno dolgo obdobje, ko zvezda navzven ne kaže večjih sprememb. Tej fazi življenja rečemo obdobje glavne veje, saj so zvezde v tem času blizu glavne veje H-R diagrama. Da spomnimo: H-R diagram uvrsti zvezdo v diagram glede na njeno površinsko temperaturo in absolutni izsev.
HR diagrami
V času, ko je zvezda na glavni veji večinoma "pozabi", kako je do sem prišla, in njen nadaljni razvoj je bolj ali manj odvisen le še od tega, kje na glavni veji se nahaja. Masivnejše zvezde so levo zgoraj, lažje pa desno spodaj. V splošnem je življenje lažjih zvezd daljše in manj zanimivo, masivnejših pa krajše in burnejše. Naredimo tabelarični prikaz tega, kakšno usodo doživijo zvezde glede na začetno maso!
| Masa zvezde v masah Sonca | Življenjska doba | Način konca | Ostanek | Komentar |
| pod 0,08 | - | / | / | Rjava pritlikavka - se ne spreminja dosti, samo ohlaja |
| 0,08 do 0,8 | od 20 milijard do več kot 100 milijard let | / | Bela pritlikavka | Rdeča pritlikavka - ko porabi gorivo, ugasne in se ohlaja |
| 0.8 do 8 | od 100 milijonov do 20 milijard let | Odvrže zunanje plasti v planetarno meglico | Bela pritlikavka | Soncu podobna zvezda |
| 8 do ~20 | nekaj milijonov let | Supernova tipa II | Nevtronska zvezda | |
| ~20 do ~130 | okrog milijon let ali manj | Supernova tipa II | Črna luknja | |
| ~130 do ~250 | manj kot milijon let | Hipernova | nič | Eksplozija je tako močna, da se cela zvezda razleti. |
| nad ~250 | manj kot milijon let | Supernova tipa II/Hipernova | Črna luknja | Dodatni pojavi upočasnijo kolaps, tako da ta ni tako močan. |
Zvezda mora biti vse življenje v dinamičnem ravnovesju med gravitacijsko silo in silo, ki zaradi gradienta tlaka sili zvezdo narazen. Ta tlak zvezdi skozi večino življenjske dobe zagotavlja energija jedrskih reakcij. Dokler gori vodik, je to ravnovesje stabilno, že pri heliju pa postanejo reakcije burnejše in ravnovesje se vse težje ohranja. Zvezda stori konec, ko se pojavijo dovolj močne motnje, da se ne vzpostavi več ravnotežje, ampak jedrske reakcije pobegnejo v verižno, "pobeglo", fazo, ki ji sledi jedrska eksplozija.
Razložimo še nekaj omenjenih pojavov:
Supernove delimo v skupine glede na spektroskopske značilnosti. Supernove, ki v spektrih ne kažejo vodikovih črt, so tipa I, tiste, ki vodikove črte imajo, pa so tipa II. Tip I ima najbolj znane podtipe Ia, Ib in Ic. Ia tip ima črte Silicija, Ib in c pa ne. Ic tipu pa poleg vodikovih in silicijevih manjkajo še helijeve črte. Supernove tipa Ia nastanejo v dvozvezdjih, kadar bela pritlikavka srka nase material spremljevalke in pri tem preseže maso 1,4 Sončeve mase. Sledi kolaps v nevtronsko zvezdo in eksplozija supernove. Ta tip se uporablja kot standardni svetilnik za merjenje razdalj v vesolju, ker se vedno pri eksploziji sprosti enaka količina energije.
Ostali tipi supernov se pojavljajo pri različnih scenarijih smrti zvezd. Kjer je v tabeli omenjena možnost eksplozije supernove tipa II, obstaja tudi možnost, da bo zvezda najprej izgubila zunanje plasti, bogate z vodikom in helijem in potem eksplodirala kot supernova tipa Ib/c.
Termin hipernova ni točno določen. Začel se je pojavljati kot oznaka za zelo močne supernove, v novejšem času pa se s tem izrazom predvsem poudari možnost eksplozije, za katero ne ostane niti črna luknja. To se zgodi, kadar je zvezda tako masivna, da pri končnem krčenju jedro doseže tako visoke temperature, da se začenjo v zvezdi tvoriti pari elektron-pozitron, ki močno upočasnijo prenos toplote proti površju. Tako se zvezda v hipu tako zelo skrči, da se jedrske reakcije ne odvijajo več ravnovesno, ampak se zgodi verižna reakcija, ki je tako močna, da povsem razkroji zvezdo.
Je ostanek jedra zvezde, v katerem ne potekajo več jedrske reakcije. Gravitaciji se upira degeneracijski pritisk elektronov, to je tlak, ki ga povzroča Paulijevo izključitveno načelo, ki zapoveduje, da dva elektrona ne moreta zasedati istega stanja. Če bela pritlikavka preseže maso 1,4 Sončeve, potem degeneracijski pritisk elektronov ne zdrži več in zvezda se skrči toliko, da se protoni in elektroni združijo v nevtrone in izsevajo nevtrine. Nastane nevtronska zvezda, ki jo skupaj drži degeneracijski pritisk nevtronov.
Nastane, kadar nevtronska zvezda preseže maso 3-4 Sončeve. Takrat gravitacija postane tako močna, da nič več ne more preprečiti krčenja zvezde. Fizikalne enačbe v črni luknji odpovejo, zato o notranjosti črne luknje ne moremo povedati ničesar.
