Ένα αστέρι ξεκινά ως ένα νέφος διαστρικού αερίου, κυρίως κατασκευασμένο από υδρογόνο. Τελικά, οι μικρές διαφορές πυκνότητας αρχίζουν το σύννεφο να δημιουργεί φρεάτια βαρύτητας, τραβώντας άλλα σωματίδια πιο κοντά και συμπυκνώνοντάς τα. Με την πάροδο του χρόνου, αυτή η διαδικασία συμπύκνωσης δημιουργεί ένα σφαιρικού σχήματος κεντρικό νέφος, που περιφέρεται από το αέριο στις παρυφές, δημιουργώντας αυτό που ονομάζεται δίσκος προσαύξησης.
Το κρίσιμο βήμα στη γέννηση ενός άστρου είναι η δημιουργία επιπέδων πυκνότητας επαρκών για την έναρξη της σύντηξης υδρογόνου. Η σύντηξη συγκεντρώνει ατομικούς πυρήνες ελαφρύτερους από αυτόν του σιδήρου, απελευθερώνοντας ενέργεια στη διαδικασία. Τα πρώτα άτομα που συντήκονται σε ένα συμπυκνούμενο αστρικό νέφος είναι πιθανώς άτομα δευτερίου, ένα ισότοπο υδρογόνου με ένα νετρόνιο. Παρά τη σπανιότητά τους σε σχέση με το συμβατικό υδρογόνο, απαιτούν χαμηλότερη θερμοκρασία και πίεση για τη σύντηξη και επομένως πιθανότατα θα ξεκινούσαν πρώτα. Η σύντηξη ατομικών πυρήνων είναι δύσκολο να επιτευχθεί λόγω της ηλεκτροστατικής απώθησης που προκαλείται από τα ηλεκτρονιακά κελύφη και των δύο ατόμων.
Αφού το δεύτριο στο αστρικό νέφος αναφλεγεί και αρχίσει να απελευθερώνει τεράστια ποσά ενέργειας, είναι μόνο θέμα χρόνου μέχρι το περιβάλλον υδρογόνο να αρχίσει να συντήκεται και το ουράνιο σώμα να γίνει αληθινό αστέρι. Με έναν πυρήνα δύο δεκάδων εκατομμυρίων μοιρών ή μεγαλύτερο, τα βρέφη αστέρια είναι συχνά τα πιο ενεργητικά σώματα για έτη φωτός γύρω.
Η συντριπτική πλειοψηφία των ατόμων από τα οποία είναι φτιαγμένα τα σώματά μας συντέθηκε από τη σύντηξη ατομικών πυρήνων σε μια διαδικασία που ονομάζεται αστρική πυρηνοσύνθεση. Τα περισσότερα άτομα εκτός από το υδρογόνο σχηματίζονται με αυτόν τον τρόπο.
Το περαιτέρω μέλλον και η διάρκεια ζωής ενός αστεριού εξαρτάται από τη μάζα του. Τα περισσότερα αστέρια περνούν το μεγαλύτερο μέρος της ζωής τους σε αυτό που ονομάζεται Κύρια Ακολουθία, συντήκοντας ελαφρούς πυρήνες σε ενεργητικές αντιδράσεις. Καθώς αρχίζουν να συγχωνεύουν όλο το υδρογόνο τους, τα αστέρια αρχίζουν να χάνουν ενέργεια. Για αστέρια περίπου 0.4 φορές τη μάζα του Ήλιου μας ή μικρότερη, αυτό προκαλεί βαρυτική κατάρρευση. Το αστέρι μετατρέπεται σε ομοιογενή κόκκινο νάνο και δεν πρόκειται να συγχωνεύσει ποτέ ξανά στοιχεία.
Για αστέρια 0.4 φορές τη μάζα του Ήλιου μας μέχρι περίπου δέκα φορές, το ήλιο αρχίζει να συσσωρεύεται στον πυρήνα του άστρου καθώς συνεχίζεται η διαδικασία σύντηξης. Το ήλιο δεν συντήκεται εύκολα, έτσι απλά κρέμεται. Η μεγαλύτερη πυκνότητά του προκαλεί την ώθηση του υδρογόνου μεταξύ τους πολύ δυνατά στα στρώματα από πάνω του, επιταχύνοντας τη σύντηξη του εναπομείναντος υδρογόνου και κάνοντας το αστέρι 1,000 έως 10,000 φορές φωτεινότερο. Αυτό παράγει έναν κόκκινο γίγαντα, με ακτίνα παρόμοια με την απόσταση στην οποία η γη περιφέρεται γύρω από τον ήλιο. Αφού ο κόκκινος γίγαντας ξοδεύει τα καύσιμα του, καταρρέει βίαια. Η δύναμη διάτμησης της ύλης που τρίβεται μαζί απελευθερώνει μια τεράστια ποσότητα ενέργειας, προκαλώντας μια έκρηξη σουπερνόβα. Οι σουπερνόβα είναι μερικά από τα πιο ενεργητικά φαινόμενα στο σύμπαν, ένα ταιριαστό τέλος στη μαγευτική ζωή ενός αστεριού.