Ein Stern beginnt als eine Wolke aus interstellarem Gas, das hauptsächlich aus Wasserstoff besteht. Schließlich beginnen kleine Dichteunterschiede, dass die Wolke Gravitationsbrunnen erzeugt, die andere Partikel näher anziehen und sie kondensieren. Im Laufe der Zeit erzeugt dieser Verdichtungsprozess eine kugelförmige zentrale Wolke, die von dem Gas an den Rändern umkreist wird, wodurch eine sogenannte Akkretionsscheibe entsteht.
Der kritische Schritt bei der Geburt eines Sterns ist die Erzeugung von Dichteniveaus, die ausreichen, um die Wasserstofffusion einzuleiten. Die Fusion bringt Atomkerne, die leichter sind als die von Eisen, zusammen und setzen dabei Energie frei. Die ersten Atome, die in einer kondensierenden Sternenwolke verschmelzen, sind wahrscheinlich Deutiumatome, ein Wasserstoffisotop mit einem Neutron. Trotz ihrer Knappheit im Vergleich zu herkömmlichem Wasserstoff benötigen sie zum Verschmelzen eine niedrigere Temperatur und einen niedrigeren Druck und würden daher wahrscheinlich zuerst anfangen. Die Verschmelzung von Atomkernen ist wegen der elektrostatischen Abstoßung durch die Elektronenhüllen beider Atome schwierig zu erreichen.
Nachdem sich das Deutrium in der Sternenwolke entzündet und enorme Energiemengen freigesetzt hat, ist es nur eine Frage der Zeit, bis der umgebende Wasserstoff zu verschmelzen beginnt und der Himmelskörper zu einem echten Stern wird. Mit einem Kern von einigen Dutzend Millionen Grad oder mehr sind Säuglingssterne häufig die energiereichsten Körper für Lichtjahre.
Die überwiegende Mehrheit der Atome, aus denen unser Körper besteht, wurde durch die Verschmelzung von Atomkernen in einem Prozess namens stellare Nukleosynthese synthetisiert. Die meisten Atome außer Wasserstoff werden auf diese Weise gebildet.
Die weitere Zukunft und Lebensdauer eines Sterns hängt von seiner Masse ab. Die meisten Sterne verbringen die meiste Zeit ihres Lebens mit der sogenannten Hauptsequenz, bei der leichte Kerne in energetischen Reaktionen miteinander verschmelzen. Wenn sie beginnen, ihren gesamten Wasserstoff zu verschmelzen, verlieren die Sterne Energie. Bei Sternen, die etwa das 0.4-fache der Masse unserer Sonne oder weniger betragen, verursacht dies einen Gravitationskollaps. Der Stern verwandelt sich in einen homogenen Roten Zwerg und wird nie wieder Elemente verschmelzen.
Bei Sternen mit der 0.4-fachen Masse unserer Sonne bis hin zu etwa der zehnfachen Masse beginnt Helium im Kern des Sterns zu aggregieren, während der Fusionsprozess fortschreitet. Helium schmilzt nicht so leicht, also hängt es einfach herum. Seine höhere Dichte führt dazu, dass Wasserstoff in den darüber liegenden Schichten sehr stark zusammengedrückt wird, was die Fusion des restlichen Wasserstoffs beschleunigt und den Stern 1,000- bis 10,000-mal heller macht. Dadurch entsteht ein roter Riese mit einem Radius, der der Entfernung ähnelt, in der die Erde die Sonne umkreist. Nachdem der Rote Riese seinen Treibstoff verbraucht hat, bricht er heftig zusammen. Die Scherkraft der aneinander reibenden Materie setzt eine enorme Energiemenge frei, die eine Supernova-Explosion verursacht. Supernovae sind einige der energiereichsten Phänomene im Universum, ein passendes Ende des majestätischen Lebens eines Sterns.