Zvaigzne sākas kā starpzvaigžņu gāzes mākonis, kas galvenokārt sastāv no ūdeņraža. Galu galā nelielas blīvuma atšķirības sāk mākonis veidot gravitācijas akas, pievelkot citas daļiņas tuvāk un kondensējot tās. Laika gaitā šis sablīvēšanās process rada sfērisku centrālo mākoni, kuru riņķo gāze uz malām, izveidojot tā saukto akrecijas disku.
Kritiskais solis zvaigznes dzimšanā ir tāda blīvuma līmeņa radīšana, kas ir pietiekams, lai uzsāktu ūdeņraža saplūšanu. Kodolsintēze apvieno atomu kodolus, kas ir vieglāki par dzelzi, un šajā procesā tiek atbrīvota enerģija. Pirmie atomi, kas saplūst kondensējošā zvaigžņu mākonī, iespējams, ir deitrija atomi, ūdeņraža izotops ar vienu neitronu. Neskatoties uz to deficītu salīdzinājumā ar parasto ūdeņradi, tiem ir nepieciešama zemāka temperatūra un spiediens, lai saplūstu, un tāpēc, iespējams, tie sāktu darbu vispirms. Atomu kodolu saplūšanu ir grūti panākt, jo abu atomu elektronu apvalki izraisa elektrostatisko atgrūšanos.
Pēc tam, kad zvaigžņu mākonī esošais deitrijs uzliesmo un sāk atbrīvot milzīgu enerģijas daudzumu, ir tikai laika jautājums, līdz apkārtējais ūdeņradis sāks saplūst un debess ķermenis kļūs par īstu zvaigzni. Zvaigznes, kuru kodols ir pāris desmiti miljonu grādu vai vairāk, bieži vien ir enerģētiskākie ķermeņi gaismas gadu garumā.
Lielākā daļa atomu, no kuriem veidojas mūsu ķermeņi, tika sintezēti, saplūstot atomu kodoliem procesā, ko sauc par zvaigžņu nukleosintēzi. Lielākā daļa atomu, izņemot ūdeņradi, veidojas šādā veidā.
Zvaigznes tālākā nākotne un mūža ilgums ir atkarīgs no tās masas. Lielākā daļa zvaigžņu lielāko daļu savas dzīves pavada tā sauktajā galvenajā secībā, enerģētiskās reakcijās sapludinot kopā vieglus kodolus. Kad zvaigznes sāk sapludināt visu savu ūdeņradi, zvaigznes sāk zaudēt enerģiju. Zvaigznēm, kuru masa ir aptuveni 0.4 reizes lielāka par mūsu Sauli vai mazāk, tas izraisa gravitācijas sabrukumu. Zvaigzne pārvēršas par viendabīgu sarkanu punduri un nekad vairs nesakausēs elementus.
Zvaigznēm, kuru masa ir 0.4 reizes lielāka par mūsu Sauli, līdz aptuveni desmit reizēm hēlijs sāk agregēties zvaigznes kodolā, turpinoties kodolsintēzes procesam. Hēlijs viegli nesaplūst, tāpēc tas vienkārši karājas apkārt. Tās lielākais blīvums liek ūdeņradim ļoti spēcīgi saspiesties kopā slāņos virs tā, paātrinot atlikušā ūdeņraža saplūšanu un padarot zvaigzni 1,000 līdz 10,000 XNUMX reižu spožāku. Tas rada sarkanu milzi, kura rādiuss ir līdzīgs attālumam, kādā Zeme riņķo ap sauli. Pēc tam, kad sarkanais milzis ir iztērējis savu degvielu, tas vardarbīgi sabrūk. Materiālas berzes bīdes spēks atbrīvo milzīgu enerģijas daudzumu, izraisot supernovas sprādzienu. Supernovas ir dažas no enerģiskākajām parādībām Visumā, kas ir piemērots noslēgums zvaigžņu majestātiskajai dzīvei.