Žvaigždė prasideda kaip tarpžvaigždinių dujų debesis, daugiausia sudarytas iš vandenilio. Galiausiai dėl mažų tankio skirtumų debesis pradeda kurti gravitacijos šulinius, pritraukdamas kitas daleles arčiau ir jas kondensuodamas. Laikui bėgant šis sutankinimo procesas sukuria sferinės formos centrinį debesį, kurio pakraščiuose skrieja dujos ir sukuria vadinamąjį akrecijos diską.
Svarbus žvaigždės gimimo žingsnis yra sukurti tankį, kurio pakaktų vandenilio sintezei pradėti. Sintezija sujungia lengvesnius nei geležies atomų branduolius, o proceso metu išsiskiria energija. Pirmieji atomai, susilieję kondensuojančiame žvaigždžių debesyje, tikriausiai yra deutrio atomai, vandenilio izotopas su vienu neutronu. Nepaisant jų trūkumo, palyginti su įprastu vandeniliu, jiems susilieti reikalinga žemesnė temperatūra ir slėgis, todėl greičiausiai jie būtų pradėti naudoti pirmiausia. Atomų branduolių suliejimą sunku pasiekti dėl elektrostatinės atstūmimo, kurį sukelia abiejų atomų elektronų apvalkalai.
Po to, kai žvaigždės debesyje esantis deutris užsiliepsnoja ir pradeda išskirti milžiniškus energijos kiekius, tik laiko klausimas, kol aplinkinis vandenilis pradės jungtis ir dangaus kūnas taps tikra žvaigžde. Kelių dešimčių milijonų laipsnių ar daugiau šerdies kūdikių žvaigždės dažnai yra energingiausi kūnai per šviesmečius.
Didžioji dauguma atomų, iš kurių gaminami mūsų kūnai, buvo susintetinti susiliejus atominiams branduoliams procese, vadinamame žvaigždžių nukleosinteze. Dauguma atomų, be vandenilio, susidaro tokiu būdu.
Tolesnė žvaigždės ateitis ir gyvenimo trukmė priklauso nuo jos masės. Dauguma žvaigždžių didžiąją savo gyvenimo dalį praleidžia vadinamojoje pagrindinėje sekoje, kurios energetinėse reakcijose sujungia lengvus branduolius. Kai jos pradeda jungti visą vandenilį, žvaigždės pradeda prarasti energiją. Žvaigždėms, kurių masė yra maždaug 0.4 karto didesnė už mūsų Saulę, tai sukelia gravitacinį kolapsą. Žvaigždė virsta vienalyte raudona nykštuke ir daugiau niekada nesulies elementų.
Žvaigždžių, kurių masė 0.4 karto didesnė už mūsų Saulę, iki maždaug dešimties kartų helis pradeda agreguotis žvaigždės šerdyje, kai sintezės procesas tęsiasi. Helis lengvai nesusilieja, todėl tiesiog kabo. Dėl didesnio tankio vandenilis labai stipriai stumiamas kartu virš jo esančiuose sluoksniuose, pagreitina likusio vandenilio sintezę, o žvaigždė tampa 1,000–10,000 XNUMX kartų šviesesnė. Taip susidaro raudonasis milžinas, kurio spindulys panašus į atstumą, kuriuo Žemė skrieja aplink saulę. Kai raudonasis milžinas išeikvoja kurą, jis smarkiai subyra. Medžiagos trinties jėga išskiria didžiulį energijos kiekį, sukeldama supernovos sprogimą. Supernovos yra vieni energingiausių reiškinių visatoje, tinkama didingo žvaigždės gyvenimo pabaiga.