Ядро́ звезды́, термин, используемый для обозначения центральной, наиболее плотной и горячей области звезды, в отличие от внешних слоёв – звёздной оболочки. Ядро звезды как отдельную область можно выделять по разным критериям: по протекающим в нём термоядерным реакциям, по механизму переноса энергии (конвекцией или излучением), по химическому составу (гелиевое ядро, углеродно-кислородное ядро и т. д.).

У звёзд главной последовательности, включая Солнце, ядром обычно называют центральную область, внутри которой в ходе термоядерных реакций водород превращается в гелий. У звёзд с массой M, близкой к массе Солнца (M_⊙), в ядре сосредоточено около 30 % всей массы, а у звёзд c M ~ 10 M_⊙ – около 10 %. По мере выгорания водорода в изначально химически однородной звезде формируется гелиевое ядро – область, состоящая из атомных ядер гелия ⁴He (альфа-частиц) с небольшой примесью более тяжёлых химических элементов. Когда водорода в ядре практически не остаётся, он продолжает гореть в тонком слое вокруг ядра, увеличивая массу последнего, вследствие чего ядро сжимается и нагревается. У звёзд с M ≤ 0,5 M_⊙ давление вырожденного электронного газа останавливает сжатие ядра до того, как его температура достигнет величины, при которой станет возможным термоядерное горение ⁴He. Звёздный ветер уносит вещество оболочки этих звёзд, а ядро превращается в гелиевый белый карлик.

У звёзд с 0,5 M_⊙ < M < 8 M_⊙ вырождение электронного газа в гелиевом ядре не столь велико и температура ядра поднимается до 10⁸ К, после чего начинается горение гелия: 3 ⁴He → ¹²C и ¹²C + ⁴He → ¹⁶O. Схематическое представление внутреннего строения красного гиганта асимптотической ветви. Относительные размеры ядра и различных слоёв не соблюдены, в реальности внешняя конвективная оболочка в ~10³ раз больше радиуса ядра.Схематическое представление внутреннего строения красного гиганта асимптотической ветви. Относительные размеры ядра и различных слоёв не соблюдены, в реальности внешняя конвективная оболочка в ~10³ раз больше радиуса ядра.Внутри гелиевого ядра постепенно формируется углеродно-кислородное (C-O) ядро. Когда ⁴He в центральной области полностью выгорает, он начинает гореть в слое, примыкающем к C-O ядру, а ещё дальше от центра звезды располагается слой, в котором водород превращается в ⁴He. В этих двух слоях вещество внутренних частей оболочки постепенно превращается в смесь ¹²C и ¹⁶O, увеличивая массу C-O ядра. Из-за этого ядро сжимается и нагревается, но вырождение электронного газа не позволяет веществу нагреться настолько, чтобы началось горение ¹²C и ¹⁶O. Постепенно ядро звезды становится всё более плотным и компактным, а оболочка, наоборот, расширяется и улетает. От звезды остаётся только её плотное (10⁶ г/см³) горячее ядро с массой около 10 % исходной массы звезды – остывающий углеродно-кислородный белый карлик.

Эволюция центральных областей звёзд с начальной массой примерно от 8 до 9 M_⊙ происходит качественно так же вплоть до образования C-O ядра. Однако оно имеет более высокую температуру, чем у менее массивных звёзд, вследствие чего в центральной области становится возможным горение углерода: ¹²C + ¹² C → ²⁰ Ne + ⁴He. Иными словами, внутри C-O ядра начинает формироваться кислородно-неоновое (O-Ne) ядро, которое постепенно становится всё более и более массивным. Конечная судьба O-Ne ядра (и звезды в целом) зависит от того, какую долю массы звезда потеряет в процессе эволюции. Если потеря массы будет достаточно большой, то горение ¹²C завершится до того, как масса O-Ne ядра вырастет до критического значения, составляющего примерно 1,37 M_⊙. В таком случае оболочка звезды улетит и ядро превратится в остывающий кислородно-неоновый белый карлик. В противном случае в центральной области начнётся нейтронизация неона: ²⁰Ne + e⁻ → ²⁰F + ν (где e⁻ – электрон, ν – нейтрино), в результате чего ядро, потеряв устойчивость, начнёт катастрофически сжиматься (коллапсировать) и превратится в нейтронную звезду. Этот процесс сопровождается вспышкой сверхновой.

У звёзд с 9 M_⊙ < M < 140 M_⊙ в процессе эволюции также формируется O-Ne ядро, но электронный газ в нём вырожден меньше, чем у звёзд с массой 8–9 M_⊙. Это препятствует нейтронизации неона и позволяет ядру нагреться до температуры около 10⁹ К. При такой температуре появляется много гамма-квантов (γ), способных оторвать от ²⁰Ne альфа-частицу: ²⁰Ne + γ → ¹⁶O + ⁴He, вследствие чего O-Ne ядро превращается в кислородное. По мере роста массы кислородного ядра его температура увеличивается, и в какой-то момент ¹⁶O начинает превращаться в кремний: ¹⁶O + ¹⁶O → ³²Si + ⁴He, и вскоре кислородное ядро превращается в кремниевое. Температура ядра продолжает расти, и когда она доходит примерно до 3 ∙ 10⁹ К, начинается множество ядерных реакций, конечным итогом которых становится формирование у звезды ядра, почти полностью состоящего из железа ⁵⁶Fe. Дальнейшее повышение температуры приводит к появлению гамма-квантов с энергией, достаточной для того, чтобы разбить атомное ядро железа на альфа-частицы и нейтроны (n): ⁵⁶Fe + γ → 13 ⁴He + 4n. Фотодиссоциация ядер железа уменьшает упругость газа, ядро теряет устойчивость и коллапсирует, в конечном итоге превращаясь либо в нейтронную звезду, либо в чёрную дыру, что приводит к вспышке сверхновой.

Структура звёзд с M ≥ 140 M_⊙ вначале меняется так же, как и у менее массивных звёзд, но железное ядро сформироваться не успевает: когда у звезды возникает кислородное ядро, его температура оказывается настолько высокой, что в нём происходит интенсивное рождение электрон-позитронных пар. Это приводит к потере устойчивости кислородного ядра и его коллапсу, результатом которого может быть либо превращение ядра в чёрную дыру, либо термоядерный взрыв, приводящий к разрушению звезды и разлёту её вещества в окружающее пространство.