1. nebula: Stjärnan börjar sitt liv som ett moln av gas och damm som kallas en nebula. Dessa nebulor är stora och kalla, men de innehåller de råvaror som behövs för att bilda stjärnor. Med tiden drar gravitationen ihop materialet och får det att värmas upp och kollapsa.
2. Huvudsekvens: När kärnan i den kollapsande nebulan blir tillräckligt varm och tät börjar kärnfusion. Det är här väteatomer smälter samman för att bilda helium och släppa enorma mängder energi. Denna energi är det som får stjärnan att skina och skapar det yttre trycket som balanserar tyngdkraftsdraget och skapar ett stabilt tillstånd som kallas huvudsekvensen. De flesta stjärnor, inklusive vår sol, tillbringar större delen av sina liv i detta skede.
3. röd jätte: När stjärnan åldras börjar den ta slut på vätebränsle i kärnan. Detta får kärnan att sammandras, vilket i sin tur värmer upp de yttre skikten av stjärnan, vilket får dem att expandera och svalna. Stjärnan blir en röd jätte, mycket större och svalare än den var under huvudsekvenssteget.
4. vit dvärg: Så småningom matas den röda jätten yttre lager ut och bildar en planetnebula. Kärnan i den röda jätten kollapsar i ett tätt, hett föremål som kallas en vit dvärg. Detta objekt är ungefär storleken på jorden men innehåller solens massa. Vita dvärgar är väldigt heta, men de har ingen energikälla, så de svalnar gradvis under miljarder år.
Viktig anmärkning: Detta är en förenklad förklaring av stjärnutvecklingen. De specifika detaljerna för varje steg kan variera beroende på stjärnmassan. Mer massiva stjärnor utvecklas annorlunda och har kortare livslängd än mindre massiva stjärnor.
