Każda migocząca gwiazda, widoczna na nocnym niebie jest świecącą kulą ogromnie rozgrzanego gazu, znacznie większą od wszystkich planet. Filary Stworzenia są kolebką gwiazd. W środkowych obszarach nowe gwiazdy są właśnie w trakcie narodzin. Znajdujące się 7 tyś. lat świetlnych od Ziemi Filary są częścią Mgławicy Orła, będącej jednym z miliardów obszarów powstawania gwiazd we Wszechświecie. Filary to imponujących rozmiarów chmury pyłu i wodoru. Wodór jest najlżejszym, najprostszym i najpowszechniejszym pierwiastkiem Wszechświata, oraz kluczowym składnikiem gwiazd.

W obszarze mgławicy, grupy takich gazów i pyłu w ciągu miliardów lat łączą się w mniejsze obłoki przyciągane wzajemnie przez grawitacje. Każdy kurczący się obłok może wytworzyć od kilkudziesięciu do kilku tysięcy gwiazd. Aby powstała gwiazda podobna do Słońca mająca ponad milion km średnicy, potrzeba chmury pyłu i gazu sto razy większej niż nasz Układ Słoneczny. Taka chmura rozpoczyna swe życie w przenikliwym zimnie o temperaturze setek stopni poniżej zera. Gdy grawitacja rozpoczyna jej fragmentację i kompresję, ciepło zaczyna wzrastać. W ciągu kilkuset tysięcy lat chmura przybiera kształt płaskiego, rotującego dysku. Dzięki grawitacji centralna część dysku przybiera kształt kuli, gdzie temperatura sięga 2 milionów stopni. Ten rozgrzany obłok to tzw. protogwiazda.

10 milionów lat później, ogniste, wodorowe jądro powstającej gwiazdy osiąga temperaturę ponad 10 mln stopni. Jądro jest tak rozgrzane, że w jego wnętrzu zachodzą reakcje termojądrowe w syntezie jądrowej. To reakcje termojądrowe wytwarzają energię zasilającą gwiazdę przez całe jej życie będące stałym źródłem jej światła i ciepła. Stale oddziałowująca grawitacja chce wszystko przyciągać razem, więc jeśli gwiazda chce mieć długie życie, musi znaleźć sposób na pokonanie grawitacji unikając zapadania się. Ciepło sprawia, że cząsteczki poruszając się bardzo szybko zderzają się ze sobą. W efekcie powstaje ciśnienie które częściowo powstrzymujące działanie grawitacji. Wartość ciśnienia gwiazdy jest prawie równa sile grawitacji oddziałującej na nią. Dzięki temu może sobie ona spokojnie płonąć czekając na rozwój wydarzeń. Większość życia gwiazda będzie trwać w tym stanie równowagi. Jest to etap zwany przez naukowców ciągiem głównym. Nasze Słońce jest na etapie ciągu głównego to znaczy, że produkuje równe ilości energii każdego dnia.

Gwiazdy ciągu głównego nie są takie same. Niektóre są mniejsze i chłodniejsze niż Słońce. Inne znacznie większe i gorętsze. Temperatura obiektu wiąże się ściśle z kolorem emitowanego światła. Więc gwiazda podobna do Słońca emituje światło w większości koloru żółtego. Gdyby Słońce było bardziej gorące, główne promieniowanie byłoby niebieskie lub nawet nadfioletowe. Natomiast chłodniejsze gwiazdy są bardziej czerwone. Małe, chłodne, czerwone gwiazdy, zwane są czerwonymi karłami. Mogą być one tak małe, jak 1/10 masy Słońca. Z temperaturą powierzchni o tysiące stopni niższą. Czerwone karły to najpopularniejszy typ gwiazd we Wszechświecie.

Patrząc w nocne niebo nie widzimy większości gwiazd. Nie widać czerwonych karłów, gdyż świecą słabo. W rzeczywistości widzimy bardzo rzadkie i jasne gwiazdy, które są bardzo odległe. Ogromne, niebieskie gwiazdy ciągu głównego których średnia temperatura powierzchni to około 25 tys °C, mogą być ponad 20 razy większe niż Słońce i 10 000 razy jaśniejsze. W życiu i śmierci gwiazdy rozmiar ma ogromne znaczenie. Masa to najważniejszy czynnik decydujący o historii życia gwiazdy. Najbardziej masywne gwiazdy żyją o wiele krócej, niż gwiazdy o małej masie. Im większa masa, większa temperatura i większe ciśnienie tym szybsze tempo reakcji termojądrowej.

Życie gwiazd o dużych rozmiarach upływa szybko. Masywna gwiazda może umrzeć nawet w ciągu miliona lat. Gwiazda o rozmiarze 10 mas Słońca żyje tysiąc razy krócej niż samo Słońce. Życie naszego Słońca będzie trwało w sumie 10 mld lat. Gwiazda 10 razy większa może żyć zaledwie 10 mln lat.

Gwiazdy będą trwać dopóty, dopóki będą mieć na tyle paliwa. Gdy ono się skończy, reakcja termojądrowa zaniknie, a grawitacja rozpocznie miażdżenie gwiazdy. Rozmiar gwiazdy ma wpływ nie tylko na długość jej życia, ale także jaka będzie jej śmierć. Gwiazdy masywne wybuchają z ogromną siłą, podczas gdy mniejsze gasną powoli. Od 5 mld lat nasze Słońce, gwiazda o niskiej masie i w średnim wieku, spokojnie spala swój zapas wodorowego paliwa. Przypuszczalnie, po upływie kolejnych 5 mld lat nasze Słońce przekroczy ten punkt krytyczny. Jego zapas wodoru zostanie całkowicie wyczerpany.

W celu przetrwania, gwiazda taka jak Słońce musi znaleźć nowe źródło paliwa. Do dyspozycji ma hel, ale chcąc zacząć go spalać, jej jądro musiałoby być 10 razy gorętsze niż podczas spalania wodoru. Nie jest w stanie przeprowadzić fuzji helu w cięższe pierwiastki, jak węgiel czy tlen, dopóki jądro nie jest wystarczająco gorące. Dzieje się tak dlatego, że trudniej jest zbliżyć do siebie atomy helu za pomocą ogromnej siły jądrowej i zmusić aby się razem połączyły.

Podczas nieustającego kurczenia się natura daje gwieździe pomocną dłoń. Jądro zostaje bardzo rozgrzane przez ciśnienie wytworzone kurczeniem się pod wpływem grawitacji. Gdy osiągnie temperaturę 80 mln °C rozpocznie syntezę węgla z atomów helu. Gwiazda, której 10 mld lat zajęło spalenie całej ilości wodoru, teraz będzie wykorzystywać swój zapas helu przez zaledwie 100 mln lat.

Gdy zabraknie helu, spróbuje poddać reakcji węgiel lecz nadaremnie. Cały ten proces ma miejsce w ostatnich 10% z życia gwiazdy. Ogromne ciepło spalanego helu powoduje powiększenie się zewnętrznych warstw gwiazdy, puchną stając się czerwonymi olbrzymami . W tym momencie, zewnętrzna atmosfera naszej gwiazdy będzie tak słabo utrzymywana przez grawitację, że zacznie po prostu wyparowywać. W ciągu ,,kosmicznej czkawki’’ będą odrzucane zewnętrzne warstwy gazowe, które są najsłabiej trzymane przez grawitację. Niektóre warstwy gazów zostaną wyrzucone w przestrzeń oświetlone przez gorącą gwiazdę centralną. I to właśnie zjawisko jest nazywane mgławicą planetarną. Piękne obłoki świecącego gazu otaczające umierające jądro gwiazdy. Umierająca gwiazda rozmiarów naszego Słońca odrzuca swoje zewnętrzne warstwy. Bez syntezy jądrowej wytwarzającej wewnętrzne ciśnienie, grawitacja przejmuje dowodzenie. Gwiazda zaczyna zapadać się w sobie

Jest pewien rodzaj gwiazdy, który znalazł wyjście z walki z grawitacją. Kurcząca się gwiazda znajduje pomoc w postaci elektronów. Elektrony nie lubią być blisko siebie ściśnięte, ponieważ wzajemnie się odpychają. Jeśli dostatecznie ściśniemy elektrony, wywołane tym ciśnienie jest w stanie utrzymać gwiazdę przeciw grawitacji.

Kiedy jądro umierającej gwiazdy pomniejszy się do rozmiarów porównywalnych z Ziemią, wytwarzane jest ciśnienie zdegenerowanych elektronów. Grawitacja nie ma dalszej kontroli nad gwiazdą. Zaczyna ona stygnąć zmieniając się w gwiezdny obiekt, znany jako biały karzeł. Posiada ogromną gęstość, ma około 300 tyś razy większą masę niż Ziemia, skompresowaną do rozmiaru wielkości Ziemi. Odrobina tego materiału na łyżeczce do kawy ważyłaby kilka ton. Jest to ostatnie stadium życia gwiazdy podobnej do Słońca. Będzie świecić jeszcze przez kolejne miliardy lat i stopniowo wypromieniowywać swą życiodajną energię.

Ale więcej niż połowa wszystkich gwiazd dzieli życie z przynajmniej jednym partnerem. Wiele gwiazd należy do układów gwiazd podwójnych lub nawet wielokrotnych. Bliskie gwiazdy podwójne może czekać całkowicie odmienny los niż zwykłe gwiazdy pojedyncze. Jeśli biały karzeł będzie przyciągany przez inną gwiazdę w układzie podwójnym, może skutecznie podbierać jej energię życiową. Mały ale gęsty biały karzeł posiada tak potężną siłę grawitacyjną, że potrafi zasysać całe strumienie wodoru. Zabierając materiał z sąsiedniej gwiazdy tym sposobem zwiększa swą masę, aż wreszcie osiągnie niestabilny poziom prawie 40% więcej niż masa naszego Słońca. W tym momencie, biały karzeł ulega straszliwej eksplozji. Całość wybucha niewiarygodnym błyskiem inaczej zwanym termonuklearną eksplozją białego karła. Ten kolosalny wybuch to supernowa typu 1a.

Supernowe typu 2 są etapem śmierci gwiazd znacznie masywniejszych, około 8 do 10 razy większych od Słońca. W przeciwieństwie do mniejszych braci, gdy masywne gwiazdy zużyją swój zapas wodoru, wciąż mają na tyle mocy aby poddać fuzji inne pierwiastki. Pozostałości po każdej reakcji jądrowej stają się źródłem następnej. Dlatego pod koniec swego życia, masywna gwiazda w przekroju przypomina cebulę z zewnętrznymi warstwami pierwotnego paliwa - wodoru, otaczających warstwę po warstwie coraz cięższych pierwiastków. Podczas normalnego życia, poddaje fuzji wodór w hel, potem hel w węgiel i tlen, następnie tlen w neon i magnez, a dalej krzem i siarkę... I wreszcie żelazo. Jądro masywnych gwiazd składa się z żelaza. Fuzja żelaza w pierwiastki cięższe potrzebuje energii, pochłania ją a nie uwalnia. Z braku energii, żelazne jądro zwiększa swą objętość i staje się niestabilne. Kiedy osiąga około półtorej masy naszego Słońca zapada się. Następuje to bardzo gwałtownie. W ciągu pół minuty, jądro rozmiarów Ziemi zostaje zmiażdżone do średnicy kilku km. W tym momencie, zapadające się jądro odbija zewnętrzne warstwy gwiazdy, powodując jedną z najpotężniejszych eksplozji we Wszechświecie od czasu Wielkiego Wybuchu. Zapadające się żelazne jądro wysadza w powietrze pozostałą część gwiazdy co jest źródłem ciężkich pierwiastków będących składnikiem wszystkiego co nas otacza.

Podczas gdy eksplozja supernowej typu 2 zalewa Wszechświat pierwiastkami ciężkimi, jądro wybuchającej gwiazdy pozostaje nietknięte. Jego zniszczenie to sprawa grawitacji. Lecz aby zmiażdżyć jądro mniejsze od białego karła, musi stawiać czoła ciśnieniu zdegenerowanych elektronów.

Grawitacja znalazła sposób na pokonanie tej skłonności elektronów do odpychania się przez łączenie elektronów z protonami, tworząc neutrony. Teraz mamy obiekt prawie w całości złożony z neutronów i grawitacja zwycięża, gdyż elektrony już jej nie powstrzymują pomimo, iż neutrony również wzajemnie się odpychają. Powstaje nowy, stabilny obiekt, jeszcze mniejszy i bardziej gęsty, zwany gwiazdą neutronową. W porównaniu do zwykłych gwiazd, gwiazdy neutronowe to kosmiczne kamienie. Mogą mieć zaledwie 15 km średnicy. Jedna łyżeczka materii gwiazdy neutronowej ważyłaby miliard ton. W dodatku gwiazdy neutronowe wirują z niewiarygodną prędkością, czasami nawet kilkaset razy na sekundę. Ten szybki obrót pozwolił astronomom zidentyfikować pierwsze gwiazdy neutronowe. Niektóre gwiazdy neutronowe wirują bardzo szybko i posiadają niezwykle silne pole magnetyczne. Pole magnetyczne wraz z szybkim obrotem zmusza grupy naładowanych cząstek, elektronów, do obiegu wokół osi pola magnetycznego. Te przyspieszone elektrony emitują światło wytwarzając potężne, rozproszone promienie światła. Możemy zobaczyć jasną gwiazdę neutronową, w momencie, gdy na nas skieruje swe światło. Taki obiekt nazywamy pulsarem.

Niektóre gwiazdy są tak masywne, około 25 do 40 mas Słońca, że nawet gwiazdy neutronowe nie potrafią powstrzymać siły własnego zapadania się. I grawitacja zniszczy je jeszcze bardziej aż powstanie obiekt o nieskończonej gęstości- czarna dziura.

W pewnym sensie czarna dziura to ostatni etap śmierci gwiazdy. To ostateczne zapadnięcie się bardzo masywnej gwiazdy. W wyniku tego powstaje obszar przestrzeni gdzie materia jest ściśnięta do tak ogromnej gęstości, że z jej pola grawitacyjnego nie ma ucieczki. Nic nie może z nich uciec nawet najszybsza rzecz jaką znamy, czyli światło.

Naukowcy od dawna podejrzewają, że istnieje jeszcze jeden typ supernowych dotyczący jeszcze większych gwiazd i jeszcze bardziej potężnych eksplozji. Gwiazdy, które zapadają się tak dramatycznie, że nie zostawiają po sobie nic, nawet czarnej dziury.

Gdy astronomowie patrzą na stare gromady, nie spodziewają się zobaczyć młodych gwiazd. Jednak dziwnym trafem, gromady kuliste zazwyczaj skrywają kilka tajemniczych osobników. Duże, niebieskie gwiazdy, o wiele młodsze od małych, ciemnych gwiazd otaczających je. Te pozornie nieistniejące gwiazdy zwane są "niebieskimi maruderami". Tajemniczy niebiescy maruderzy są w pewnym sensie o wiele młodsi, niż rzeczywiście powinni być. W całym Wszechświecie, są tysiące gwiezdnych par. Dwie zderzające się niedaleko gwiazdy to zaledwie punkt świetlny. Przypuszcza się, że błękitni maruderzy są efektem kolizji pomiędzy starszymi, ciemniejszymi gwiazdami ciągu głównego. Zderzenie dwóch gwiazd ciągu głównego, takich jak Słońce, jest stosunkowo łagodne. Wzajemna grawitacja gwiazd, utrzymuje je w spirali. Wytracają energię kinetyczną i następnie powracają do siebie sekwencyjnie. Ich temperatura i wielkość rośnie, spiralnie okrążają się. Na końcu, zamiast spowodować katastrofę dwie gwiazdy łączą się w jedną, bardziej masywną gwiazdę. Która jest jaśniejsza i bardziej niebieska niż reszta gwiazd w gromadzie

Czarne dziury, gwiazdy neutronowe i białe karły, przedstawiają koniec niezwykłych gwiezdnych egzystencji. Lecz są też inne, dziwne ciała niebieskie, które nigdy nie dostały szansy zabłysnąć. Nie całkiem planety i nie tyle gwiazdy- brązowe karły. Brązowe karły mają niską temperaturę dlatego świecą bardzo słabo. Skoro są tak ciemne, możemy je zobaczyć tylko, gdy są dostatecznie blisko. Brązowy karzeł ma taki sam skład, jak zwykła gwiazda, lecz nie jest na tyle masywny, by podtrzymać reakcję termojądrową. Jeśli powstaje coś o masie mniejszej niż 8% masy Słońca, to taka nieudana gwiazda nie może produkować energii. Bez fuzji zaczynają działać jak planety.