Una estrella comienza como una nube de gas interestelar, compuesta principalmente de hidrógeno. Eventualmente, los diferenciales de densidad pequeños hacen que la nube comience a crear pozos de gravedad, acercando otras partículas y condensándolas. Con el tiempo, este proceso de compactación crea una nube central de forma esférica, orbitada por el gas en las franjas, creando lo que se llama un disco de acreción.
El paso crítico en el nacimiento de una estrella es la creación de niveles de densidad suficientes para iniciar la fusión del hidrógeno. La fusión reúne núcleos atómicos más ligeros que el del hierro, liberando energía en el proceso. Los primeros átomos que se fusionan en una nube de estrellas en condensación son probablemente átomos de deutrio, un isótopo de hidrógeno con un neutrón. A pesar de su escasez en relación con el hidrógeno convencional, requieren una temperatura y presión más bajas para fusionarse y, por lo tanto, probablemente comenzarían primero. La fusión de núcleos atómicos es difícil de lograr debido a la repulsión electrostática causada por las capas de electrones de ambos átomos.
Después de que el deutrio en la nube de estrellas se enciende y comienza a liberar cantidades prodigiosas de energía, es solo cuestión de tiempo hasta que el hidrógeno circundante comience a fusionarse y el cuerpo celeste se convierta en una verdadera estrella. Con un núcleo de un par de docenas de millones de grados o más, las estrellas infantiles son con frecuencia los cuerpos más energéticos en años luz a la redonda.
La gran mayoría de los átomos de los que están hechos nuestros cuerpos se sintetizaron mediante la fusión de núcleos atómicos en un proceso llamado nucleosíntesis estelar. La mayoría de los átomos, además del hidrógeno, se forman de esta forma.
El futuro y la vida útil de una estrella dependen de su masa. La mayoría de las estrellas pasan la mayor parte de su vida en lo que se llama la secuencia principal, fusionando núcleos ligeros en reacciones energéticas. A medida que comienzan a fusionar todo su hidrógeno, las estrellas comienzan a perder energía. Para estrellas de aproximadamente 0.4 veces la masa de nuestro Sol o menos, esto causa un colapso gravitacional. La estrella se convierte en una enana roja homogénea y nunca volverá a fusionar elementos.
Para las estrellas 0.4 veces la masa de nuestro Sol hasta unas diez veces, el helio comienza a agregarse en el núcleo de la estrella a medida que continúa el proceso de fusión. El helio no se fusiona fácilmente, por lo que simplemente se queda colgando. Su mayor densidad hace que el hidrógeno se junte con mucha fuerza en las capas superiores, acelerando la fusión del hidrógeno restante y haciendo que la estrella sea entre 1,000 y 10,000 veces más brillante. Esto produce una gigante roja, con un radio similar a la distancia a la que la Tierra orbita alrededor del sol. Después de que el gigante rojo gasta su combustible, colapsa violentamente. La fuerza cortante de la materia que se frota libera una enorme cantidad de energía, provocando una explosión de supernova. Las supernovas son algunos de los fenómenos más energéticos del universo, un final apropiado para la majestuosa vida de una estrella.