Зорі – мабуть, найголовніші і найчисельніші діячі у Всесвіті. В цих газових кулях зосереджена більша частина видимої космічної речовини. Інша ж частина розсіяна в міжзоряному просторі у вигляді дифузного середовища, з яким зорі постійно обмінюються речовиною.

З еволюцією зір пов’язано утворення хімічних елементів в природі. Тому зорі являють собою інтерес не тільки як об’єкти, що є важливим елементом структури Всесвіту, але і як певна ланка всієї еволюції матерії: більшість атомів, з яких побудований оточуючий нас світ, включаючи і нас самих, колись виникли в зорях або хоча б один раз побували в їхніх надрах.

До основних характеристик зір відносяться маса, світність, радіус та хімічний склад. Всі інші параметри теоретично можна розрахувати, виходячи з цих чотирьох. До того ж, корисно уявляти приблизні межі зміни цих параметрів. І так:

– маси зір знаходяться в межах від ~ 0,08 M_Sun до ~ 100 M_Sun;

– світності зір змінюються в межах від 10^-6 L_Sun до 10⁶ L_Sun;

– радіуси зір лежать в межах від кількох десятків кілометрів до кількох десятків астрономічних одиниць, що призводить до різниці густин зір в 10²² – 10²³ разів.

За хімічним складом зорі поділяються на зорі I та II популяції. До перших відносять зорі бідні на важкі елементи (вміст елементів важче гелію в яких не перевищує кількох десятих часток відсотка за масою). Це старі, маломасивні зорі (як червоні карлики так і червоні гіганти), розташовані в сферичній складовій Галактики, наприклад, можуть входити до складу старих кульових скупчень. До зір II популяції належать зорі з хімічним складом, близьким до сонячного (на частку елементів важчих за гелій припадає порядку 2% за масою). Це зорі дискової складової Галактики, наприклад ті, що входять в склад молодих розсіяних скупчень. Газ, з якого утворюються зорі популяції II, частково є продуктом зоряної еволюції зір популяції I і тому більш збагачені важкими хімічними елементами, що виникли за ядерної еволюції зір попередніх поколінь і в передуючих спалахах наднових.

Зорі утворюються в результаті гравітаційної (джинсівської) нестійкості в холодних щільних молекулярних хмарах, в яких кілька відсотків речовини зосереджено в твердих частинках (міжзоряному пилу). Англійський астроном Д. Джинс показав, що нескінченне однорідне середовище нестійке: стискання, яке розпочалося в досить великих масштабах, буде продовжуватися за рахунок гравітації. Мінімальний критичний розмір області, починаючи з якого можливе самовільне стискання, називається довжиною хвилі Джинса.

Розглянемо деякі моменти теорії Джинса. Хмара почне стискатися під дією власної гравітації за умови, що повна енергія буде від’ємна. Повна енергія ж, в свою чергу, складається з від’ємної енергії взаємодії всіх частинок та додатної теплової енергії цих частинок.

Виконуючи відповідні математичні перетворення і застосовуючи фізичні закони та співвідношення величин, в решті решт отримаємо для оцінки критичних значень Джинсівьких маси та довжини хвилі

Час, за який стискається газова хмара, називається часом вільного падіння або динамічним часом:

В молекулярних хмарах міжзоряного середовища T ≈ 10 – 30 K, а n ≈ 10² cm^-3, так що стискатися можуть лише області з масами понад 1000 мас Сонця. Але жодної такої зорі ще не зареєстровано і навряд чи коли-небудь зареєструють. Цю обставину можна пояснити наступним чином: коли хмара починає стискатися, гарна прозорість нейтральної речовини дозволяє стисканню відбуватися ізотермічно: гравітаційна енергія безперешкодно випромінюється, а тому тепловий тиск не заважає стисканню. Проте, таке стискання призводить до зменшення λ_J, а отже повинна виникнути гравітаційна нестійкість в менших масштабах в самій хмарі, що стискається. Починається фрагментація. Стискання продовжується. З подальшим ростом густини зменшується час вільного падіння і разом з тим збільшується непрозорість. Згодом ізотермічне стискання перетворюється на адіабатичне і хмара переходить в рівноважний стан, стійкий до фрагментації. Хмара починає сама себе підігрівати, температура її зростає, речовина починає іонізуватися. Розрахунки показують, що хмара даної маси може стиснутися до радіуса

Стискання продовжується. В певний момент зорі стають потужними джерелами ІЧ (інфрачервоного) випромінювання. Такі джерела часто спостерігаються в місцях зоре утворення. Стискання буде продовжуватися до тих пір, поки температура і густина в центрі зорі не виростуть до значень, за яких почнуться термоядерні реакції. В цей момент сила тиску в надрах молодої зорі врівноважить дію гравітаційної сили. Як правило, молода зірка оточена непрозорою оболонкою – залишком газопилової хмари, що продовжуватиме падати на неї. І лише з часом оточуюче середовище «просвітліє».

Зорі мають від’ємну теплоємність. За рахунок цього ріст енерговиділення призводить до зменшення температури, що відіграє роль регулюючого механізму. Саме тому термоядерні реакції в зорях ідуть впродовж багатьох мільйонів років і не мають вибухового характеру.