Sisu
Olenevalt tüübist on tähtede eluiga sadadest miljonitest kümnete miljardite aastateni. Üldiselt on nii, et mida suurem täht on, seda kiiremini ta tuumkütusevarusid ära kasutab, nii et kõige pikema elueaga tähed on väikseimate hulgas. Kõige pikema elueaga tähed on punased kääbused; mõned võivad olla peaaegu sama vanad kui universum ise.
Punased kääbustähed
Astronoomid määratlevad punase kääbuse tähena, mille päikese mass on umbes 0,08 kuni 0,5 korda suurem ja koosneb peamiselt vesinikgaasist. Nende suurused ja massid on muud tüüpi tähtedega võrreldes väga väikesed; kuigi valged kääbused, neutronitähed ja muud liigid võivad olla veelgi väiksemad, on nende massid palju suuremad. Normaalse eluea jooksul on punase kääbuse pinnatemperatuur umbes 2700 kraadi Celsiuse järgi (4900 kraadi Fahrenheiti järgi), piisavalt kuum, et punase värviga helendada. Väikese suuruse tõttu põlevad nad vesinikuvarusid väga aeglaselt ja nende teoreetiline eesmärk on elada 20 miljardist kuni 100 miljardi aastani.
Heledus ja eluiga
Tähe eluiga on seotud selle heleduse või energiakogusega sekundis. Tähe kogu eluea väljundvõimsus on selle heledus korrutatuna selle elueaga. Ehkki suuremad tähed alustavad elu suurema massiga, on ka nende heledus palju suurem. Näiteks päikesel, mille pinnatemperatuur on 5600 kraadi (10 000 kraadi Fahrenheiti), on kollane värv. Selle kõrgem temperatuur ja suurem pindala tähendab, et see kiirgab rohkem energiat sekundis kui punane kääbus; ka selle eluiga on lühem. Astronoomid usuvad, et päikesel, mis on püsivalt paistnud umbes 5 miljardit aastat, on mitu miljardit veel minna.
Tuumasüntees
Põhjus, miks tähed säravad miljonite kuni miljardite aastate jooksul, peitub protsessis, mida nimetatakse tuumasünteesiks. Tähe sees suruvad tohutud gravitatsioonijõud tuumas olevad kergeid aatomeid, kuni need sulanduvad kokku raskemate elementide moodustamiseks. Enamik tähti sulandab vesinikuaatomeid, moodustades heeliumi; kui tähe vesinik otsa saab, töötab see teistel reaktsioonidel, mis tekitavad elemente kuni rauddeni. Termotuumasünteesi reaktsioonid eraldavad suures koguses energiat - kuni 10 miljonit korda rohkem kui keemilisel põlemisel tekkiv energia. Termotuumasünteesi reaktsioonid toimuvad aga harva, seega kestab tähe kütus väga pikka aega.
Tähtede elutsükkel
Enamiku tähtede elu järgib ennustatavat mustrit; need moodustavad algselt tähtedevahelises ruumis vesiniku ja muude elementide taskutest. Kui gaasi on piisavalt, tõmbavad gravitatsioonijõud materjali umbes sfäärilise kujuga ja sisemus muutub väliskihtide rõhu tõttu tihedamaks. Piisava rõhu korral vesinik sulandub ja täht paistab. Miljoneid miljardeid aastaid hiljem saab täht vesiniku otsa ja sulandub heeliumisse, millele järgnevad muud elemendid. Lõpuks on tähe kütus ammendatud ja see variseb kokku, põhjustades plahvatuse, mida nimetatakse novaks või supernoovaks. Tähe jäänused võivad sõltuvalt tähe algsest suurusest muutuda valgeks kääbuseks, neutrontäheks või mustaks auguks. Aja jooksul jahedad valged kääbused ja neutronitähed muutuvad tumedateks objektideks.