Täheareng
Täheareng (ka täheevolutsioon) on protsess, mille käigus prototähest tekib sobivate asjaolude kokkulangemisel täht. Tähe eluiga sõltub selle massist ja ulatub mõnest miljonist aastast (kõige massiivsemad tähed) triljonite aastateni (kõige väiksema massiga tähed), mis on märkimisväärselt pikem aeg kui universumi vanus. Kõrvalolevas tabelis on näha tähtede eluea ja nende massi seos. Kõik tähed sünnivad gaasi- ja tolmupilvede (teisisõnu udukogude või molekulaarpilvede) kollapsi (kokkuvarisemise) tagajärjel. Miljonite aastate jooksul need kollapsist moodustunud prototähed saavutavad tasakaaluoleku ja saavad peajada tähtedeks. Tuumasünteesist (ka termotuumasüntees) ammutab täht energiat enamuse aja oma elust. Algselt toodetakse energiat vesinikuaatomite liitumisel peajada tähtede tuumas. Hiljem, kui tuumas saavutavad ülekaalu heeliumiaatomid, hakkavad tähed nagu Päike liitma vesinikku tuuma ümbritsevas kerakujulises kestas. See protsess põhjustab tähe järkjärgulise suurenemise, viies tähe eel-hiiu faasist punase hiiu faasini. Vähemalt poole Päikse massiga tähed suudavad tuumas hakata energiat tootma ka heeliumi aatomite liitmisel, samas kui massiivsemad tähed liidavad ka raskemaid elemente kontsentriliste kihtide seeriates. Ühel hetkel, kui täht nagu Päike on oma tuumakütuse varud ammendanud, siis tähe sisemus kukub kokku tihedaks valgeks kääbuseks ja tähe välimised kihid purskuvad välja planetaarse nebulana. Tähed, mille kaal on 10 või rohkem korda Päikse massist suurem, võivad plahvatada supernoovadena, kui nende inertsed raua tuumad varisevad kokku ülitihedaks neutrontäheks või mustaks auguks. Kuigi universum ei ole piisavalt vana, et praegustest punastest kääbustest oleks mõni oma elu lõppu jõudnud, siis tähemudelid ennustavad, et oma elu lõpus muutuvad punased kääbused aegamisi üha eredamaks ja kuumemaks, kuni viimaks lõpeb otsa nende vesinikkütus ja neist saavad väikese massiga valged kääbused. Täheevolutsiooni ei uurita ainult ühe tähe evolutsioneerumist vaadeldes, sest enamus muutusi tähtedes toimuvad märkamiseks liiga aeglaselt, sajandite vältel. Seetõttu kirjeldavad astrofüüsikud tähtede evolutsiooni mitmete eri elufaasis olevate tähtede vaatluse põhjal ning tähestruktuure simuleerivate arvutimudelite abil. 2015. aasta juunis tõendasid astronoomid Populatsioon III tähtede leiu z= 6,60'l Cosmos Redshift 7 galaktikas. Sellised tähed eksisteerisid tõenäoliselt väga varajases universumis (st kõrgpunanihke ajal) ja võisid alustada vesinikust raskemate keemiliste elementide tootmist, mis oli vajalik hilisemate planeetide ja elu tekke jaoks sellisena, nagu me neid teame.