Hviezdy sú telesá, ktoré sa rodia v hmlovinách. Veľkosť, hmotnosť a teplota hviezd je veľmi rozdielna. Ich priemer môže byť 450-krát menší a viac ako 1 000-krát väčší ako priemer Slnka a hmotnosť sa pohybuje približne od jednej dvadsatiny až po viac ako 50-násobok hmotnosti Slnka. Povrchová teplota určuje farbu hviezdy a pohybuje sa v rozpätí 3000°C až do viac ako 50000°C. Najhorúcejšie hviezdy sú modré a najchladnejšie sú červené. Slnko s povrchovou teplotou 5500°C sa nachádza medzi týmito extrémami a je žlté. Energia emitovaná žiariacou žiariacou hviezdou vzniká pri jadrovej syntéze v strede hviezdy. Jasnosť hviezdy meriame vo hviezdnych veľkostiach, tzv. magnitúdach - čím je hviezda jasnejšia, tým má nižšiu magnitúdu. Rozoznávame dva typy magnitúd: zdanlivú hviezdnu magnitúdu, ktorá predstavuje jesnosť, ako ju vidíme zo Zeme, a absolútnu magnitúdu, čo je jasnosť, akú by sme videli zo štandardnej vzdialenosti 10 parsekov. Svetlo vyžarované z hviezdy sa môže rozkladať a vytvárať spektrum, ktoré obsahuje sériu tmavých čiar (absorpčné čiary). Poloha čiar v spektre poukazuje na prítomnosť určitých chemických prvkov, čo umožňuje astronómom určiť zloženie atmosféry hviezdy. Magnitúda a spektrálny typ (farba) hviezdy sa znázorňuje na grafe, ktorý sa nazýva Hertzsprungov-Russelov diagram. Diagram ukazuje, že hviezdy sa dajú zatriediť do niekoľkých dobre definovateľných skupín. Základnými skupinami sú hviezdy hlavnej postupnosti, obri, nadobri a bieli trpaslíci.
> Praktické poznámky <

Malé hviezdy

Malé hviezdy majú hmotnosť do jeden a pol násobku hmotnosti Slnka. Vznikajú vtedy, keď v hmlovine začne kondenzovať oblasť s vyššou hustotou do obrovskej globule plynu a prachu, tá sa v dôsledku vlastnej gravitácie začne zmršťovať. Zhluky s kondenzovanou hmotou sa vo vnútri zohrievajú, začínajú žiariť a vznikajú protohviezdy. Ak je protohviezda dostatočne hmotná, teplota v strede dosahuje približne 15 miliónov°C, Pri tejto teplote začínajú nukleárne reakcie, pri ktorých sa vodík mení na hélium. Pri jadrovej reakcii sa uvoľňuje energia, ktorá bráni hviezde v ďalšej kontrakcii a spôsobuje, že hviezda začne svietiť.Stala sa z nej hviezda hlavnej postupnosti. Hviezda s hmotnosťou asi ako hmotnosť Slnka zostáva hviezdou hlavnej postupnosti približne 10 miliárd rokov, kým sa všetok vodík v jadre hviezdy bepremení na hélium. Héliové jadro sa potom opäť scvrkne a nukleárne reakcie pokračujú vo vrstve okolo jadra.