Bir yıldız, çoğunlukla hidrojenden yapılmış bir yıldızlararası gaz bulutu olarak başlar. Sonunda, küçük yoğunluklu farklılıklar bulut diğer yerçekimlerini daha iyi çekip yoğunlaştırarak yerçekimi kuyuları oluşturmaya başlar. Zamanla, bu sıkıştırma işlemi, saçakların üzerinde bulunan gaz tarafından yörüngedeki küresel biçimli bir merkezi bulut yaratır ve bu bir toplama diski olarak adlandırılır.
Bir yıldızın doğuşundaki kritik adım, hidrojen füzyonunu başlatmak için yeterli yoğunluk seviyelerinin oluşturulmasıdır. Fusion, atom çekirdeğini demirinkinden daha hafif bir araya getirerek işlemdeki enerjiyi serbest bırakır. Yoğunlaşan bir yıldız bulutunda kaynayan ilk atomlar muhtemelen bir nötronla hidrojen izotop olan döteryum atomlarıdır. Konvansiyonel hidrojene göre kıtlıklarına rağmen, kaynaşmaları için daha düşük bir sıcaklık ve basınç gerektirirler ve bu nedenle muhtemelen ilk önce başlarlar. Her iki atomun elektron kabuklarının neden olduğu elektrostatik itme nedeniyle atom çekirdeğini kaynaştırmak zordur.
Yıldız bulutundaki gözyaşı tutuşup olağanüstü miktarda enerji salmaya başladıktan sonra, çevresindeki hidrojenin kaynaşması ve gök cisiminin gerçek bir yıldız haline gelmesi sadece bir zaman meselesidir. Birkaç düzine milyon derece veya daha büyük bir çekirdeğe sahip olan bebek yıldızları, ışıklı yıllar boyunca çoğunlukla en enerjik gövdelerdir.
Vücudumuzun üretildiği atomların büyük çoğunluğu, atom çekirdeğinin füzyonuyla yıldız nükleosentezi adı verilen bir işlemde sentezlendi. Hidrojenin yanı sıra çoğu atom bu şekilde oluşur.
Bir yıldızın gelecekteki geleceği ve ömrü kütlesine bağlıdır. Çoğu yıldız, yaşamlarının çoğunu Enerjik reaksiyonlarda hafif çekirdeği birleştirerek Ana Sıra denilen şeye harcar. Tüm hidrojenlerini bir araya getirmeye başladıklarında, yıldızlar enerji kaybetmeye başlar. Güneşimizin veya altındaki kütlenin yaklaşık 0,4 katı olan yıldızlar için bu, çekimsel çökmeye neden olur. Yıldız homojen bir kırmızı cüceye dönüşüyor ve elemanları bir daha asla kaynatmayacak.
Güneşimizin kütlesinin yaklaşık 0,4 katı kadar olan yıldızların yaklaşık 10 katına kadar, füzyon işlemi devam ederken helyum yıldızın çekirdeğinde birikmeye başlar. Helyum kolay kaynaşmaz, bu yüzden sadece takılır. Yüksek yoğunluğu hidrojenin üstündeki katmanlar arasında çok güçlü bir şekilde itilmesine neden olarak kalan hidrojenin kaynaşmasını hızlandırır ve yıldızı 1.000 ila 10.000 kat daha parlak hale getirir. Bu, dünyanın güneşe yattığı mesafeye benzer bir yarıçapa sahip kırmızı bir dev üretir. Kırmızı dev yakıtını tükettikten sonra şiddetli bir şekilde çöküyor. Maddenin sürtünme kayma kuvveti, bir süpernova patlamasına neden olarak muazzam miktarda enerji açığa çıkarır. Süpernovalar, bir yıldızın görkemli yaşamına uygun bir son olan evrendeki en enerjik olaylardan bazılarıdır.
