Una stella inizia come una nube di gas interstellare, composta principalmente da idrogeno. Alla fine, piccoli differenziali di densità iniziano a far sì che la nube inizi a creare pozzi gravitazionali, avvicinando altre particelle e condensandole. Nel tempo, questo processo di compattazione crea una nuvola centrale di forma sferica, orbitata dal gas ai margini, creando quello che viene chiamato un disco di accrescimento.
Il passaggio critico nella nascita di una stella è la creazione di livelli di densità sufficienti per avviare la fusione dell’idrogeno. La fusione riunisce nuclei atomici più leggeri di quello del ferro, rilasciando energia nel processo. I primi atomi a fondersi in una nuvola stellare condensante sono probabilmente atomi di deutrio, un isotopo dell’idrogeno con un neutrone. Nonostante la loro scarsità rispetto all’idrogeno convenzionale, richiedono una temperatura e una pressione inferiori per fondersi e quindi probabilmente inizierebbero per primi. La fusione dei nuclei atomici è difficile da ottenere a causa della repulsione elettrostatica causata dai gusci elettronici di entrambi gli atomi.
Dopo che il deutrio nella nuvola stellare si accende e inizia a rilasciare quantità prodigiose di energia, è solo questione di tempo prima che l’idrogeno circostante inizi a fondersi e il corpo celeste diventi una vera stella. Con un nucleo di una dozzina di milioni di gradi o più, le stelle infantili sono spesso i corpi più energetici per anni luce intorno.
La stragrande maggioranza degli atomi di cui sono fatti i nostri corpi è stata sintetizzata dalla fusione dei nuclei atomici in un processo chiamato nucleosintesi stellare. La maggior parte degli atomi oltre all’idrogeno si formano in questo modo.
L’ulteriore futuro e la durata della vita di una stella dipendono dalla sua massa. La maggior parte delle stelle trascorre la maggior parte della propria vita in quella che viene chiamata la Sequenza Principale, fondendo insieme nuclei leggeri in reazioni energetiche. Quando iniziano a fondere insieme tutto il loro idrogeno, le stelle iniziano a perdere energia. Per le stelle circa 0.4 volte la massa del nostro Sole o inferiore, questo provoca il collasso gravitazionale. La stella si trasforma in una nana rossa omogenea e non fonderà mai più gli elementi.
Per stelle da 0.4 volte la massa del nostro Sole fino a circa dieci volte, l’elio inizia ad aggregarsi nel nucleo della stella mentre il processo di fusione continua. L’elio non si fonde facilmente, quindi si blocca. La sua maggiore densità fa sì che l’idrogeno venga spinto insieme molto fortemente negli strati sopra di esso, accelerando la fusione dell’idrogeno rimanente e rendendo la stella da 1,000 a 10,000 volte più luminosa. Questo produce una gigante rossa, con un raggio simile alla distanza alla quale la terra orbita attorno al sole. Dopo che la gigante rossa ha consumato il suo carburante, crolla violentemente. La forza di taglio della materia che sfrega insieme rilascia un’enorme quantità di energia, causando un’esplosione di supernova. Le supernove sono alcuni dei fenomeni più energetici dell’universo, una degna conclusione della maestosa vita di una stella.