Stjerner består hovedsakelig av hydrogen og heliumgasser. De varierer dramatisk i størrelse, lysstyrke og temperatur, og lever i milliarder av år og går over flere trinn. Vår egen sol er en typisk stjerne, en av hundrevis av milliarder som forsegler Melkeveien.
Livssyklusen til en stjerne består av en rekke veldefinerte stadier.
Fødsel
Stjerner er født i store galaktiske "barnehager" kalt tåke, et latinsk ord som betyr sky. Nebulae er tette støvskyer og gass som kan gi opphav til hundrevis av stjerner. I noen områder av tåken samles gass og støv som klumper.
En ny stjerne oppstår når en av disse klumpene samler seg så mye masse at den kollapser under kraften av sin egen tyngdekraft. Den økte tettheten til den kondenserende skyen får temperaturen til å stige betydelig. Til slutt blir temperaturen så høy at kjernefysisk fusjon oppstår og danner en "spedbarn" -stjerne kalt en protostjerne.
Main Sequence Stars
Når en protostjerne har samlet nok masse fra de omkringliggende gass- og støvskyene, blir den en hovedsekvensstjerne. Hovedsekvensstjerner smelter sammen hydrogenatomer for å skape helium i en prosess kjent som kjernefusjon. Stjerner kan eksistere i dette stadiet i milliarder av år. Solen vår er for tiden i hovedsekvensfasen.
En stjernes lysstyrke avhenger sterkt av dens masse. Jo mer massiv en hovedsekvensstjerne, jo mer lysstyrke vil den vise. Fargen på en hovedsekvensstjerne er en indikasjon på stjernens temperatur. Varmere stjerner vil fremstå som blå eller hvite og kjøligere stjerner vises som røde eller oransje. Massen til en stjerne vil også påvirke dens levetid. Jo mer masse en stjerne har, desto kortere blir levetiden.
Red Giants
Etter å ha brent i milliarder av år, vil en hovedsekvensstjerne til slutt tømme drivstofftilførselen ettersom hovedparten av hydrogenet blir omdannet til helium gjennom kjernefysisk fusjon. På dette punktet i livssyklusen til en stjerne, får overflødig helium stjernens temperatur til å øke. Når dette skjer, vil stjernen utvide seg til å bli en rød gigant.
Røde giganter er knallrøde i fargen. De er også større og mye mer lysende enn hovedrangstjerner. Når kjernen til den røde kjempen fortsetter å kollapse under tyngdekraften, vil den bli tett nok til å konvertere den gjenværende tilførselen av helium til karbon. Dette skjer over en periode på omtrent 100 millioner år, til det er på tide for stjernen å dø. Akkurat som masse vil diktere lysstyrken til en stjerne, vil den også avgjøre måten en stjerne dør på.
Hvite dverger
Hovedsekvensstjerner som har lavere masser blir til slutt hvite dverger. Når en rød gigant har brent gjennom heliumforsyningen, vil stjernen miste masse. Den gjenværende kjernen av karbon vil fortsette å avkjøles og reduseres i lysstyrke over milliarder av år til den blir en hvit dverg.
Til slutt vil den hvite dvergstjernen slutte å produsere energi helt og mørkere for å bli en svart dverg. Hvite dvergstjerner er mindre, tettere og mindre lysende enn røde kjempestjerner. Tettheten til hvite dvergstjerner er så stor at en skje med hvitt dvergmateriale ville veie flere tonn.
Supernovaer
Hovedsekvensstjerner som har høyere masser er bestemt til å dø i dramatiske og voldsomme eksplosjoner som kalles supernovaer. Når disse stjernene har brent gjennom tilførselen av helium, blir den gjenværende karbonkjernen til slutt omdannet til jern. Denne jernkjernen vil deretter kollapse under sin egen vekt til den når et punkt der materien begynner å sprette av overflaten.
Når dette skjer, oppstår en massiv eksplosjon som vil generere en strålende lysglimt som noen ganger kan tilsvare lysstyrken til en hel stjernehimmel. Under noen supernovaeksplosjoner vil protoner og elektroner kombineres for å danne nøytroner. Dette fører igjen til dannelsen av ekstremt tette stjerner som kalles nøytronstjerner.