Yıldızlar; moleküler hidrojen, karbonmonoksit ve diğer basit bileşenlerin oluşturduğu gaz bulutlarının içindeki galaktik bebek beşiklerinde doğarlar. Yaşama başladıklarında birkaç küçük partikülden ibarettirler.
Aktif yıldızlardan uzakta bu bulutsular uzunca bir süre soğuk ve hareketsiz kalırlar. Bu aşamada varlıklarına ancak kızıl ötesi teleskoplar sayesinde vakıf olabiliriz. Durgun bulutsu çeşitli sebeplerle (örneğin bir kuyruklu yıldızın geçişi) hareketlenmeye başlar. Bulutsunun içinde kümelenmeler olur. Kümelerin kütle çekimi daha fazla olduğundan daha küçük gaz kütlelerini kendilerine doğru çekmeye başlarlar. Kümede ne kadar madde toplanırsa kümenin merkezi o kadar yoğunlaşır ve ısınır. Milyonlarca yıl sonunda küme ön yıldız adı verilen küçük bir vücuda kavuşur.
Gittikçe daha çok gaz çeker ve daha çok ısınır. Yeterince ısındığında (7 milyon Kelvin) nükleer füzyon reaksiyonu ortaya çıkar. Nükleer füzyon kütle çekim nedeni ile merkeze doğru söz konusu olan büyük basınç uygular. Çekirdek ısınır ve hidrojen atomları birbirine çarparak helyum ve enerji açığa çıkarmaya başlar. Böylece yıldızın merkezi oluşur. Gezegen boyutundaki gaz ve toz bulutları bir araya gelip yıldızın yörüngesine oturur.
Gökyüzünde gördüğümüz tüm yıldızların doğum hikayesi böyledir. Her yıldız aslında bir nükleer füzyon reaktörüdür. Yıldızların kalbinde süren amansız mücadelede, kütle çekimi yıldızı giderek daha da sıkıştırmaya ve ezmeye çalışırken, nükleer füzyon bunun tam tersi bir etkiye sebep olur.
Yıldızın çekirdeğindeki hidrojenin tamamı helyuma dönüştüğünde (bizim güneşimizin kütlesine sahip bir yıldız için bu 10 milyar yıllık bir süreç demektir) yıldız demire ulaşana kadar ağır elementleri düzenli bir şekilde eritir. Demir atomları ise diğer elementlerde olduğu gibi nükleer füzyonla enerji açığa çıkarmaz, aksine enerji gerektirir. Bu yüzden füzyon durur, amansız mücadeleyi kütle çekimi kazanır. Bu ana kadar merkezdeki nükleer fırının uzak tuttuğu kütle çekimi elementleri merkeze çeker ve yıldızın çekirdeğini parçalar.
Çekirdek, güneşimizin kütlesinden birkaç kat daha küçükse beyaz cüce yıldız olur. Yozlaşma basıncıyla bir arada tutulur, bu elektronları atomik çekirdeğin yörüngesinde birbirinden ayrı tutan kuvvetle eşittir. Böyle oluşmuş bir beyaz cüce yıldızın soğuması trilyonlarca yıl sürer. Sürecin sonunda beyaz cüce yıldız, kara cüce yıldıza dönüşür. Uzayda fark edilmeleri oldukça zordur.
Öte yandan demir çekirdek büyük bir kütleye sahipse bir saniyelik çöküşü muazzam bir süpernova patlamasıyla son bulur. Çekirdekteki elektronlar ve protonlar birbirini iterek kendi etrafında dönen nötron yıldızını ya da yeni bir kara deliği oluşturur. Nötron yıldızı yavaşlar; milyarlarca yıl içinde söner. Kara delik ise sonunda buharlaşır. Bu süreç ise evrenimizin yaşının birkaç katı gibi bir zaman içinde gerçekleşir.
