Aunque la elevada contaminación de nuestros cielos nos impide cada vez más la contemplación de las estrellas, si nos fijamos con un poco de detenimiento, observaremos que hay notables diferencias de colores entre ellas. Atendiendo a su color, las estrellas se dividen en distintas clases espectrales, denominadas OBAFGKM. Las estrellas O (que son las que tienen mayor temperatura) son azules, las B blancoazuladas, las A blancas, las F ligeramente amarillentas, las G blancoamarillentas, las K anaranjadas y las M (las que están a menor temperatura) rojas. El diagrama Hertzprung-Russell clasifica las estrellas de acuerdo con su magnitud absoluta y su tipo espectral. En este diagrama, la mayoría de las estrellas se sitúan a lo largo de una diagonal denominada secuencia principal, pero aparecen dos grupos claramente alejados de ella: el grupo de las gigantes rojas (como Betelgeuse) y el de las enanas blancas (como Sirio B). Este diagrama está estrechamente relacionado con la evolución de una estrella a lo largo de su vida. Todas las estrellas surgen a partir de una nube de gases (fundamentalmente hidrógeno). Cuando esta nube se contrae, la materia se agolpa en su centro, que será donde surja la estrella. Parte de la materia puede girar alrededor de ese centro, como un disco plano en el que quizá surja un sistema planetario. La gravedad hace que la densidad del centro aumente paulatinamente, y con ella crecerá también la temperatura. Cuando el núcleo alcanza la temperatura de unos diez millones de grados, comienzan a producirse reacciones nucleares, obteniéndose helio a partir de la fusión de átomos de hidrógeno, con un importante desprendimiento de energía. Tras la fase inicial, la estrella alcanza un equilibrio entre la fuerza gravitatoria, que tiende a contraerla, y la presión de radiación, que intenta expulsar la energía producida en el núcleo. Una vez conseguido ese equilibrio, la estrella ocupa el lugar que le corresponde en la secuencia principal, en función de su masa. Si la masa es muy grande, tendremos una estrella de las clases O o B, muy caliente y luminosa, cuya vida será corta. Las estrellas con una masa mediana, como nuestro Sol, se consumirán más lentamente, manteniéndose mucho más tiempo en la secuencia principal, aunque serán menos luminosas que las anteriores. Las estrellas más ligeras y frías, correspondientes a las clases K o M, tendrán un brillo muy débil, pero se consumirán muy lentamente y se mantendrán durante mucho más tiempo en la secuencia principal. Finalmente, el combustible inicial de las estrellas se va consumiendo, y la producción de energía no consigue frenar la atracción gravitatoria, comenzando la muerte de la estrella. La fase final de una estrella está íntimamente ligada a su masa: Las estrellas más ligeras se contraen y calientan, transformándose en enanas blancas, pequeñas, densas, calientes pero poco luminosas, que terminan por apagarse poco a poco. Las estrellas medianas (como nuestro Sol), al contraerse y calentarse inician nuevas reacciones nucleares, en las que se generan elementos más pesados. Se hinchan, convirtiéndose en gigantes rojas, que terminan por expulsar su envoltura exterior, formando una nebulosa planetaria y una enana blanca en su parte central. Las estrellas más masivas pasan igualmente por la fase de gigante roja, pero su final es más violento, ya que terminan explotando y formando una nova muy luminosa, expulsando parte de su masa y formando en su centro una densa estrella de neutrones, cuyo rápido giro hace que se las conozca como púlsares. Si la masa es muy grande, el final es aún más violento: pasan por la fase de supergigante roja, explotan como supernovas (visibles aún a pleno día) y se contraen hasta formar un objeto tan denso y pequeño que ni siquiera la luz puede escapar de su atracción gravitatoria: el agujero negro.