Le stelle come il sole sono grandi sfere di plasma che inevitabilmente riempiono lo spazio circostante di luce e calore. Le stelle arrivano in una varietà di masse e la massa determina quanto calda brucerà la stella e come morirà. Le stelle pesanti si trasformano in supernove, stelle di neutroni e buchi neri, mentre le stelle medie come il sole finiscono la vita come una nana bianca circondata da una nebulosa planetaria che scompare. Tutte le stelle, tuttavia, seguono all'incirca lo stesso ciclo di vita di base in sette fasi, iniziando come una nuvola di gas e finendo come residuo di una stella.

TL; DR (Too Long; Did't Read)

Gravity trasforma le nuvole di gas e polvere in protostari. Una protostar si trasforma in una stella di sequenza principale che alla fine si esaurisce e collassa più o meno violentemente, a seconda della sua massa.
Una nuvola di gas gigante

Una stella inizia la vita come una grande nuvola di gas. La temperatura all'interno della nuvola è abbastanza bassa da formare le molecole. Alcune molecole, come l'idrogeno, si accendono e consentono agli astronomi di vederle nello spazio. Il complesso di nuvole di Orione nel sistema di Orione funge da esempio vicino di stella in questo stadio della vita.
Un Protostar è una stella del bambino

Mentre le particelle di gas nella nuvola molecolare si incontrano, viene creata energia termica, che consente la formazione di un caldo gruppo di molecole nella nuvola di gas. Questo gruppo è definito Protostar. Poiché i Protostar sono più caldi di altri materiali nella nuvola di molecole, queste formazioni possono essere viste con la visione a infrarossi. A seconda della dimensione della nuvola molecolare, diversi Protostari possono formare una nuvola.
Fase T-Tauri

Nella fase T-Tauri, una giovane stella inizia a produrre venti forti, che spingono via il gas e le molecole circostanti. Ciò consente alla stella di formazione di diventare visibile per la prima volta. Gli scienziati possono individuare una stella nello stadio T-Tauri senza l'aiuto dell'infrarosso o delle onde radio.
Stelle della sequenza principale

Alla fine, la giovane stella raggiunge un equilibrio idrostatico, in cui la sua compressione per gravità è bilanciata dal suo aspetto esteriore pressione, dandogli una forma solida. La stella diventa quindi una stella di sequenza principale. Trascorrerà il 90 percento della sua vita in questa fase, fondendo molecole di idrogeno e formando elio nel suo nucleo. Il sole del nostro sistema solare è attualmente nella sua fase di sequenza principale.
Espansione nel gigante rosso

Una volta che tutto l'idrogeno nel nucleo della stella viene convertito in elio, il nucleo collassa su se stesso, causando la stella espandere. Man mano che si espande, diventa prima una stella sub-gigante, quindi un gigante rosso. I giganti rossi hanno superfici più fredde delle principali stelle della sequenza; e per questo motivo appariranno rossi anziché gialli. Se la stella è abbastanza massiccia, può diventare abbastanza grande da essere classificata come supergigante.
Fusione di elementi più pesanti

Mentre si espande, la stella inizia a fondere molecole di elio nel suo nucleo e l'energia di questa reazione impedisce il collasso del nucleo. Una volta terminata la fusione dell'elio, il nucleo si restringe e la stella inizia a fondere il carbonio. Questo processo si ripete fino a quando il ferro inizia ad apparire nel nucleo. La fusione di ferro assorbe energia, quindi la presenza di ferro provoca il collasso del nucleo. Se la stella è abbastanza massiccia, l'implosione crea una supernova. Le stelle più piccole come il sole si contraggono pacificamente in nane bianche mentre i loro gusci esterni si irradiano via come nebulose planetarie.
Supernove e nebulose planetarie

Un'esplosione di supernova è uno degli eventi più luminosi dell'universo. Gran parte del materiale della stella viene soffiato nello spazio, ma il nucleo implode rapidamente in una stella di neutroni o in una singolarità nota come un buco nero. Le stelle meno grandi non esplodono in questo modo. I loro nuclei si contraggono in minuscole stelle calde chiamate nane bianche mentre il materiale esterno scivola via. Le stelle più piccole del sole non hanno abbastanza massa da bruciare con nient'altro che un bagliore rosso durante la loro sequenza principale. Questi nani rossi, che sono difficili da individuare ma che possono essere le stelle più comuni là fuori, possono bruciare per trilioni di anni. Gli astronomi sospettano che alcuni nani rossi siano stati nella loro sequenza principale da poco dopo il Big Bang.