Tähti alkaa tähtienvälisen kaasun pilvenä, joka koostuu pääasiassa vedystä. Lopulta pienet tiheyserot alkavat pilvi alkaa luoda painovoimakaivoja, vetämällä muita hiukkasia lähemmäs ja tiivistämällä ne. Ajan myötä tämä tiivistymisprosessi luo pallomaisen keskipilven, jota kiertää reunalla oleva kaasu, jolloin syntyy niin sanottu kertymislevy.
Tärkein askel tähden syntymisessä on luoda tiheys, joka riittää vetyfuusion aloittamiseen. Fuusio yhdistää rautaa kevyemmät atomiytimet ja vapauttaa energiaa prosessissa. Ensimmäiset kondensoituvassa tähtipilvessä sulautuvat atomit ovat luultavasti deutriumatomeja, vedyn isotooppi yhdellä neutronilla. Huolimatta niiden niukkuudesta tavanomaiseen vetyyn verrattuna, ne tarvitsevat alhaisemman lämpötilan ja paineen sulautuakseen ja siksi todennäköisesti alkaisivat ensin. Atomiytimien sulautumista on vaikea saavuttaa, koska molempien atomien elektronikuoret aiheuttavat sähköstaattisen hyljinnän.
Kun tähtipilven deutrium syttyy ja alkaa vapauttaa valtavia määriä energiaa, on vain ajan kysymys, kunnes ympäröivä vety alkaa sulautua ja taivaankappaleesta tulee todellinen tähti. Parikymmentä miljoonaa astetta tai suurempi ydin on pikkulasten tähtiä, jotka ovat usein energisimpiä ruumiita valovuosien ajan.
Valtaosa atomeista, joista kehomme on valmistettu, syntetisoitiin atomien ytimien fuusion avulla prosessissa, jota kutsutaan tähtien nukleosynteesiksi. Useimmat atomit vedyn lisäksi muodostuvat tällä tavalla.
Tähden tulevaisuus ja elinikä riippuvat sen massasta. Useimmat tähdet viettävät suurimman osan elämästään siihen, mitä kutsutaan pääjaksoksi, sulattamalla yhteen kevyet ytimet energiareaktioissa. Kun tähdet alkavat sulattaa yhteen kaikki vedynsä, tähdet alkavat menettää energiaa. Tähdille, jotka ovat noin 0.4 kertaa Aurinkomme massa tai sen alapuolella, tämä aiheuttaa painovoiman romahtamisen. Tähti muuttuu homogeeniseksi punaiseksi kääpiöksi eikä koskaan yhdistä elementtejä uudelleen.
Tähtien osalta, jotka ovat 0.4 kertaa aurinkomme massa, noin kymmenkertaiseksi, helium alkaa kerääntyä tähden ytimeen fuusioprosessin jatkuessa. Helium ei sula helposti, joten se vain roikkuu. Sen suurempi tiheys saa vedyn työntymään yhteen erittäin voimakkaasti sen yläpuolella olevissa kerroksissa, mikä nopeuttaa jäljellä olevan vedyn fuusiota ja tekee tähdestä 1,000-10,000 XNUMX kertaa kirkkaamman. Tämä tuottaa punaisen jättiläisen, jonka säde on samanlainen kuin etäisyys, jolla maa kiertää aurinkoa. Kun punainen jättiläinen on kuluttanut polttoaineensa, se romahtaa voimakkaasti. Aineen leikkausvoima, joka hankaa yhteen, vapauttaa valtavan määrän energiaa aiheuttaen supernovaräjähdyksen. Supernovat ovat eräitä maailmankaikkeuden energisimpiä ilmiöitä, jotka sopivat lopun tähden majesteettiselle elämälle.