По современным понятиям эволюция звезд протекает в два этапа. Сначала из дозвездного вещества, состоящего по массе на 3/4 из водорода и на 1/4 из гелия, образуются звезды первого поколения. Это массивные звезды с быстрым течением протонных реакций. После того как в центре звезды резко снижается содержание водорода, она сжимается, давление и температура в ней резко возрастают и начинает «гореть» гелий — возникает критический момент в истории звезды.
Если масса звезды была достаточно большой, то реакции синтеза тяжелых ядер из ядер легких элементов происходят взрывообразно, т. е. вещество разогревается до температур в сотни миллионов градусов, при которых протекают энергетически невыгодные реакции синтеза тяжелых элементов, а сама звезда взрывается и вещество рассеивается во Вселенной.
После взрыва звезды первого поколения вещество, обогащенное малыми примесями практически всех химических элементов, может снова под действием гравитационного притяжения собраться в звезды. Это и есть звезды второго поколения. К ним относится и наше Солнце.
Взрыв звезды первого поколения, выбросившей вещество, из которого образовалась напіа Солнечная система, произошел около 5 млрд лет назад. Большинство звезд нашей Галактики, как и Солнце, — звезды второго поколения. Однако во Вселенной имеются и водородно-гелиевые звезды, не успевшие еще в своем развитии дойти до взрыва; взрыв звезды — событие редкое.
Значительно чаще наблюдаются вспышки звезд. Так, иногда какая-нибудь малозаметная звезда внезапно, за недели, увеличивает свою светимость в миллионы раз и становится очень яркой, после чего она медленно, за месяцы, возвращается к более или менее первоначальному состоянию. Такую звезду принято называть новой, а само явление — вспышкой новой.
Реже наблюдаются еще более грандиозные явления, называемые вспышками сверхновых звезд. В нашей Галактике последние замеченные вспышки сверхновых звезд были зарегистрированы астрономами в 1054, 1572 и 1604 гг. (в указанные годы до Земли дошел свет от тех грандиозных событий). После взрыва сверхновой звезды светимость также быстро падает, но и она уже теряет прежний облик. На месте вспыхнувшей звезды остается быстро вращающаяся нейтронная звезда, пульсар, а остальное вещество с больпіой скоростью разлетается от него.
Нейтронные звезды с диаметром всего около 10 км по своей массе близки к Солнцу, которое имеет диаметр 1400 тыс. км. Их гравитационное поле столь велико, что вдавливает электроны всех атомов в их ядра и протоны ядер превращаются в нейтроны. Однако считается, что нашему светилу такая перспектива не грозит.
Солнце Б общей структуре Вселенной принадлежит к галактике «Млечный Путь» — громадному скоплению звезд, видимому на небе как светлая туманная полоса. Наша Галактика имеет конечные размеры. Диаметр галактического диска составляет около 100 000 световых лет, толщина — 1000 световых лет. Внешне она напоминает чечевичное зерно с утолщением посередине. Из-за того что Солнечная система находится практически в плоскости Млечного Пути, заполненного материей, поглощающей излучения, очень многие детали строения Галактики скрыты от земного наблюдателя.
Внешняя часть Галактики вращается очень медленно, а внутренний галактический диск — быстро, причем скорость его вращения не одинакова на разных расстояниях от центра. Она изменяется от нуля до 200—240 км/с. Масса диска — 150 млрд масс Солнца. В среднем химический состав звезд и газа в диске почти такой же, как у Солнца. Основной химический элемент в Галактике — водород. Другой, наиболее распространенный элемент, — это гелий, составляющий около одной четверти нашей Галактики.
Одна из самых интересных областей Млечного Пути — ядро, для которого характерна очень высокая концентрация звезд. Расстояние между ними в десятки и сотни раз меньше, чем в окрестностях Солнца. В самом центре Галактики предполагается существование массивного компактного объекта — черной дыры массой около миллиона масс Солнца. Также там находится яркий радиоисточник «Стрелец А».
Наиболее заметными образованиями в диске нашей Галактики являются спиральные ветви (или рукава), из-за наличия которых она относится к «спиральным» галактикам. Вдоль рукавов в основном сосредоточены самые молодые звезды, многие звездные скопления и ассоциации, а также цепочки плотных облаков межзвездного газа, в которых продолжается образование новых звезд. В спиральных ветвях находится больше всего переменных и вспыхивающих звезд, где чаще всего наблюдаются взрывы сверхновых. В ветвях продолжается бурная «жизнь», связанная с переходом вещества из межзвездного пространства в звезды и обратно. Галактическое магнитное поле также сосредоточено преимущественно в рукавах.
С одной стороны, в окрестностях Солнца удается проследить участки двух спиральных ветвей, каждая из которых удалена от нашей планеты примерно одинаково — на 3 тыс. световых лет. По созвездиям, где обнаружены эти участки, их называют рукавами Стрельца и Персея.
С другой стороны. Солнце расположено на расстоянии 23—28 тыс. световых лет от ядра Галактики, т. е. посередине между центром и краем диска. Вместе со всеми близкими звездами Солнце вращается вокруг ее центра со скоростью 200—220 км/с, совершая один оборот примерно за 200 млн лет, т. е. за время своего существования она обернулась вокруг центра Млечного Пути не более 30 раз.

В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно бо_льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа (см. Предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.