När en massiv stjärna dör exploderar den i en supernova. Denna explosion släpper ut en enorm mängd energi och materia i rymden. Materian från supernovan kan då bilda nya stjärnor och planeter.

Processen för stjärnbildning börjar med kollapsen av ett moln av gas och damm. Detta moln kallas en nebulosa. Nebulosan består av väte, helium och andra grundämnen. När nebulosan kollapsar värms den upp och börjar glöda. Denna glödande nebulosa kallas en emissionsnebulosa.

I mitten av emissionsnebulosan bildas en protostjärna. En protostjärna är en ung stjärna som fortfarande håller på att bildas. Protostjärnan fortsätter att växa när den samlar upp mer och mer materia från nebulosan.

Så småningom blir protostjärnan tillräckligt varm för att antända kärnfusion. Detta är den process genom vilken stjärnor genererar energi. När kärnfusionen börjar blir protostjärnan en huvudsekvensstjärna.

Huvudsekvensstadiet är det längsta stadiet i en stjärnas liv. Under detta skede bränner stjärnan väte till helium. Stjärnan kommer att vara kvar i huvudsekvensen tills den tar slut på väte.

När stjärnan får slut på väte, börjar den utvecklas från huvudsekvensen. Stjärnan kommer att bli en röd jätte, sedan en vit dvärg och slutligen en svart dvärg.

En massiv stjärnas död kan utlösa bildandet av nya stjärnor. Supernovaexplosionen släpper ut en enorm mängd energi och materia i rymden. Denna materia kan sedan bilda nya stjärnor och planeter.