En stjärna börjar som ett moln av interstellär gas, mestadels gjord av väte. Så småningom börjar små densitetsskillnader molnet att börja skapa gravitationsbrunnar, dra andra partiklar närmare och kondensera dem. Med tiden skapar denna packningsprocess ett sfäriskt format centralt moln, som kretsar runt av gasen i utkanterna, vilket skapar vad som kallas en ackretionsskiva.
Det kritiska steget i födelsen av en stjärna är skapandet av densitetsnivåer som är tillräckliga för att initiera vätefusion. Fusion sammanför atomkärnor som är lättare än järns och frigör energi i processen. De första atomerna som smälter samman i ett kondenserande stjärnmoln är förmodligen deutriumatomer, en isotop av väte med en neutron. Trots sin knapphet i förhållande till konventionellt väte kräver de lägre temperatur och tryck för att smälta ihop och skulle därför troligen komma igång först. Att sammansmälta atomkärnor är svårt att uppnå på grund av den elektrostatiska repulsionen som orsakas av elektronskalen hos båda atomerna.
Efter att deutriumet i stjärnmolnet antänds och börjar frigöra enorma mängder energi, är det bara en tidsfråga tills det omgivande vätet börjar smälta och himlakroppen blir en sann stjärna. Med en kärna på ett par dussin miljoner grader eller mer är spädbarnsstjärnor ofta de mest energiska kropparna under ljusår runt omkring.
De allra flesta atomer som våra kroppar är gjorda av syntetiserades genom sammansmältning av atomkärnor i en process som kallas stjärnnukleosyntes. De flesta atomer förutom väte bildas på detta sätt.
En stjärnas framtida framtid och livslängd beror på dess massa. De flesta stjärnor tillbringar större delen av sin livstid på vad som kallas huvudsekvensen, och smälter samman lätta kärnor i energiska reaktioner. När de börjar smälta samman allt sitt väte börjar stjärnorna tappa energi. För stjärnor som är ungefär 0.4 gånger vår sols massa eller lägre, orsakar detta gravitationskollaps. Stjärnan förvandlas till en homogen röd dvärg och kommer aldrig att smälta samman element igen.
För stjärnor som är 0.4 gånger vår sols massa upp till cirka tio gånger börjar helium att samlas i stjärnans kärna när fusionsprocessen fortsätter. Helium smälter inte så lätt, så det bara hänger runt. Dess större densitet gör att väte pressas samman mycket kraftigt i lagren ovanför det, vilket påskyndar sammansmältningen av det kvarvarande vätet och gör stjärnan 1,000 10,000 till XNUMX XNUMX gånger ljusare. Detta producerar en röd jätte, med en radie som liknar det avstånd med vilket jorden kretsar runt solen. Efter att den röda jätten förbrukat sitt bränsle, kollapsar den våldsamt. Skjuvkraften från materien som gnider ihop frigör en enorm mängd energi, vilket orsakar en supernovaexplosion. Supernovor är några av de mest energiska fenomenen i universum, ett passande slut på en stjärnas majestätiska liv.