Rymden mellan stjärnorna är inte tom, den är full av strålning och materia, som i vissa fall samlas till gas- eller stoftmoln. Om ett sådant moln blir tillräckligt stort, kan det börja dra ihop sig på grund av gravitationskraften. Under gynnsamma omständigheter kan sammandragningen fortsätta tills tryck och temperatur i centrum blir tillräckligt stora för att kärnreaktioner skall komma igång. Då har det bildats en stjärna. Oftast bildas det flera stjärnor samtidigt ur ett moln genom att molnet delas upp vid sammandragningen.
Den nybildade stjärnan påverkas av två krafter. Kärnreaktionerna i centrum, där väteatomer sammansmälter till helium, ger upphov till en utåtriktad tryckkraft. Stjärnans massa ger upphov till en inåtriktad gravitationskraft. Så länge dessa två krafter håller varandra i jämvikt, är stjärnan stabil och lyser med konstant ljusstyrka. När vätet i centrum tar slut, upphör energiproduktionen och därmed den utåtriktade tryckkraften. Det medför att stjärnans centrala delar faller ihop under inverkan av gravitationskraften. Då ökar åter temperaturen i stjärnans centrum, så att nya kärnreaktioner kan komma igång, och nu är det helium som sammansmälter till tyngre ämnen. Den utåtriktade tryckkraften ökar därmed, så att stjärnans yttre delar utvidgas, samtidigt som dess yta blir svalare. Stjärnan har nu blivit en röd jätte.
Stjärnans ursprungliga massa bestämmer den fortsatta utvecklingen. En stjärna som solen, som är ganska liten, är stabil i ungefär 10 miljarder år. Därefter kommer den att bli en röd jättestjärna, flera hundra gånger större än den är nu. De yttersta delarna avskiljs då och bildar ett gasmoln, som sträcker sig långt utanför den ursprungliga stjärnan. Ett sådant moln kallas en planetarisk nebulosa. Det som är kvar av stjärnan bildar en kropp, som inte är större än jorden, men densiteten är nu mycket hög. När allt kärnbränsle har tagit slut, lyser denna kropp endast av kvarvarande värme. Den har blivit en vit dvärg, som fort- sätter att svalna, varvid dess ljusstyrka hela tiden avtar, tills den så småningom blir en mörk, osynlig kropp, en svart dvärg.
Stjärnor som är tyngre än solen har kortare livstid. De förbrukar sitt kärnbränsle fortare därför att de producerar mera energi i sitt inre, och därför lyser starkare. När en sådan stjärna når jättestadiet, och dess centrala delar kollapsar, ökar temperaturen i centrum till flera miljarder grader, vilket ger upphov till en explosion, en supernova. I centrum finns resten av den exploderade stjärnan. Den har pressats samman av gravitationen till bara några tiotals kilometer i diameter. Densiteten är extremt hög. Den roterar mycket snabbt och producerar riktad radiostrålning i sitt starka magnetfält. Om strålningen sveper över jorden, kan vi observera den i form av pulser. En sådan stjärna kallas pulsar.
Ännu tyngre stjärnor utvecklas ännu fortare och går ett dramatiskt öde till mötes. Ingenting kan hejda deras kollaps, de faller ihop till en punkt och försvinner ur vår åsyn. Så uppstår ett svart hål. Varken ljus eller materia kan lämna det svarta hålets gravitationsfält. Det svarta hålets närvaro indikeras bara genom dess inverkan på sin omgivning.
Stjärnors livstid mäts i miljoner eller miljarder år, ofattbara tidsrymder för en människa. Hur kan vi ändå veta så mycket om stjärnornas liv, när vi inte kan följa dem från födelse till död? Det beror på att det finns många stjärnor, och de befinner sig i olika stadier av sin utveckling. Genom att studera många stjärnor samtidigt, kan vi därför dra slutsatser om hur en stjärna utvecklas.
Stjärnorna är så avlägsna, att vi även i stora teleskop bara kan se dem som ljusprickar. Solen är den enda stjärna som vi kan studera i detalj. Därför skall vi nu titta närmare på solen och dess omgivning.