O stea începe ca un nor de gaz interstelar, în mare parte format din hidrogen. În cele din urmă, mici diferențe de densitate încep norul să creeze puțuri gravitaționale, trăgând alte particule mai aproape și condensându-le. În timp, acest proces de compactare creează un nor central de formă sferică, orbitat de gazul de pe margini, creând ceea ce se numește un disc de acreție.
Pasul critic în nașterea unei stele este crearea unor niveluri de densitate suficiente pentru a iniția fuziunea hidrogenului. Fuziunea reunește nuclee atomice mai ușoare decât cea a fierului, eliberând energie în acest proces. Primii atomi care fuzionează într-un nor de stele în condensare sunt probabil atomi de deutriu, un izotop de hidrogen cu un neutron. În ciuda deficitului lor în comparație cu hidrogenul convențional, ele necesită o temperatură și o presiune mai scăzute pentru a fuziona și, prin urmare, probabil ar începe mai întâi. Fuzionarea nucleelor atomice este dificil de realizat din cauza repulsiei electrostatice cauzate de învelișurile de electroni ale ambilor atomi.
După ce deutriul din norul de stele se aprinde și începe să elibereze cantități prodigioase de energie, este doar o chestiune de timp până când hidrogenul din jur începe să fuzioneze și corpul ceresc devine o stea adevărată. Cu un nucleu de câteva zeci de milioane de grade sau mai mult, stelele mici sunt adesea cele mai energice corpuri pentru ani-lumină din jur.
Marea majoritate a atomilor din care sunt făcute corpurile noastre au fost sintetizați prin fuziunea nucleelor atomice într-un proces numit nucleosinteză stelară. Majoritatea atomilor, în afară de hidrogen, se formează în acest fel.
Viitorul și durata de viață ulterioară a unei stele depind de masa ei. Majoritatea stelelor își petrec cea mai mare parte a vieții pe ceea ce se numește Secvența Principală, fuzionand împreună nuclee ușoare în reacții energetice. Pe măsură ce încep să fuzioneze împreună tot hidrogenul lor, stelele încep să piardă energie. Pentru stelele de aproximativ 0.4 ori masa Soarelui nostru sau mai jos, acest lucru cauzează colapsul gravitațional. Steaua se transformă într-o pitică roșie omogenă și nu va mai fuziona niciodată elementele.
Pentru stele de 0.4 ori masa Soarelui nostru până la aproximativ zece ori, heliul începe să se acumuleze în miezul stelei pe măsură ce procesul de fuziune continuă. Heliul nu fuzionează ușor, așa că rămâne pur și simplu. Densitatea sa mai mare face ca hidrogenul să fie împins împreună foarte puternic în straturile de deasupra lui, accelerând fuziunea hidrogenului rămas și făcând steaua de 1,000 până la 10,000 de ori mai strălucitoare. Aceasta produce o gigantă roșie, cu o rază asemănătoare cu distanța la care orbitează pământul în jurul Soarelui. După ce gigantul roșu își consumă combustibilul, se prăbușește violent. Forța tăietoare a materiei care se freacă eliberează o cantitate enormă de energie, provocând o explozie de supernovă. Supernovele sunt unele dintre cele mai energice fenomene din univers, un sfârșit potrivit pentru viața maiestuoasă a unei stele.