恆星通常是在星際氣體中誕生的。在宇宙中，當星際氣體的密度增加到一定程度時，由於其內部引力的增長大於氣體壓力的增長，這團氣體雲就開始收縮。這樣的傾向一開始，其自身引力使巨量物質的密度普遍增大。巨大質量的星際物質開始變得不穩定。這些巨量的星際氣體與塵埃坍縮進行得越來越迅猛，開始分裂形成較小的雲團，密度也增大了許多。這些較小的雲團最終將各自成為一顆恆星。由於星際物質的質量通常非常巨大，通常在太陽的一萬倍以上，所以恆星總是一下子一大批地降生。
如果有一團星際氣體超過通常的星際物質（每立方厘米一個氫原子）的密度，達到每立方厘米已達六萬個氫原子。開始時這團氣體是透光的，發出的光熱輻射不受周圍物質的牽制，暢行無阻地傳到外面。物質以自由落體的形式落到中心，在中心區積聚起來。本來質量均勻分布的一團物質，變成了越往裡密度越大的氣體球。隨著密度的增大，中心附近的重力加速度越來越大，內部區域物質的運動速度的增長表現得最為突出。開始幾乎所有的氫以分子的形式存在，氣體的溫度也很低，總不見升高，這是因為它仍然過於稀薄，一切輻射都能往外穿透，潰縮著的氣體球受到的加熱作用並不顯著。經歷幾十萬年後，中心區的密度逐漸變大，在那裡，氣體對於輻射來說變得不透明了。這時核心便開始升溫，隨著溫度的上升，壓力開始變大，坍縮逐漸停止。這個特密中心區的半徑通常和木星軌道半徑相近，而它所含的質量只及整個坍縮過程中涉及的全部物質的5%。物質不斷落到內部的小核上，它帶來的能量在物質撞擊到核心上時又成為輻射而放出。與此同時，核心在不斷縮小，並變得越來越熱。
溫度達到二千度左右時，氫分子開始分解成為原子。核心開始再度收縮，收縮時釋放出的能量將把所有氫分子都分解為原子。這個新生的核心比今天的太陽稍大一些，不斷向中心落下的外圍物質最終都要落到這個核心上，一顆質量和太陽一樣的恆星就要誕生了。
人們將這樣的天體稱為“原恆星”，它的輻射消耗主要由下落到它上面的物質的能量來補充。由於密度和溫度在升高，原子漸漸地丟失了它們的外層電子。落下的氣體和塵埃形成了厚厚的外殼，使光無法穿透。直至越來越多的下落物質和核心聯成一體時，外殼才透光，發光的星體突然露出來。其餘的雲團物質還在不斷向它落下，密度還在不斷增大，內部溫度也在上升。直至中心溫度達到一千萬度發生聚變。一顆原始的恆星誕生了。
在反抗引力的持久鬥爭中，恆星的主要武器是核能。它的核心就是一顆大核彈，在那裡不斷地爆炸。正是因為這種核動力能自我調節得幾乎精確地與引力平衡，恆星才能在長達數十億年的時間裡保持穩定。
熱核反應發生在極高溫度的原子核之間，因而涉及物質的基本結構。在太陽這樣的恆星中心，溫度達到一千五百萬開氏度，壓強則為地球大氣壓的三千億倍。在這樣的條件下，不僅原子失去了所有電子而只剩下核，而且原子核的運動速度也是如此之高，以至於能夠克服電排斥力而結合起來，這就是核聚變。
恆星是在氫分子雲的中心產生的，因而主要由氫組成。氫是最簡單的化學元素，它的原子核就是一個帶正電荷的質子，還有一個帶負電荷的電子繞核旋轉。恆星內部的溫度高到使所有電子都與質子分離，而質子就像氣體中的分子在所有方向上運動。由於同種電荷互相排斥，質子就被一種電“盔甲”保護著，從而與其他質子保持距離。但是，在年輕恆星核心的一千五百萬開氏度的高溫下，質子運動得如此之快，以至於當它們相互碰撞時就能夠衝破“盔甲”而粘合在一起，而不是像橡皮球那樣再彈開。
四個質子聚合，就成為一個氦核。氦是宇宙中第二位最豐富的元素。氦核的質量小於它賴以形成的四個質子質量之和。這個質量差只是總質量的千分之七，但是這一點質量損失轉化成了巨大的能量。一公斤氫變成氦時所釋放的能量，足以使一隻一百瓦的燈泡長明一百萬年。像太陽那樣的恆星有一個巨大的核，在那裡每秒鐘有六億噸氫變成氦。巨大的核能量朝向恆星外部猛烈衝擊就能阻止引力收縮。
光子-內部結構模型圖 恆星中心釋放的能量作為光子輻射出來，然而光子要經過漫長的路程才能到達太陽表面並逃逸到星際空間。雖然光子的速度將近每秒鐘三十萬公里，太陽的半徑是七十萬公里，但從太陽中心發出的光子到達太陽表面的時間卻不是二點三秒。那些光子得花上約一千萬年才能走完這段路程。我們地球上現在收到的陽光，是八分鐘前離開太陽表面的，但是它從太陽核心產生時，猿類和早已滅絕的柱牙象還在非洲行走，而非洲與歐亞大陸還未相連。
然而，“恆定”的演化歷程終將結束，熊熊烈焰熄滅後，恆星將化為餘燼。當所有的氫都變成了氦時，核心的火就沒有足夠的燃料來維持，恆星在主序階段的平靜日子就到了盡頭，大動盪的時期來到了。
一旦燃料用光，熱核反應的速率立即劇減，引力與輻射壓之間的平衡被打破了，引力占據了上風。有著氦核和氫外殼的恆星，在自身的重力下開始收縮，壓強、密度和溫度都隨之升高，於是恆星外層尚未動用過的氫開始燃燒，外殼開始膨脹，而核心在收縮。
在大約一億度的高溫下，恆星核心的氦原子核聚變成為碳原子核。每三個氦核聚變成一個碳核，碳核再捕獲另外的氦核而形成氧核。這些新反應的速度與緩慢的氫聚變完全不同。它們像閃電一樣快地突然起爆（氦閃耀），而使恆星不得不儘可能地相應調整自己的結構。經歷約一百萬年後，核能量的外流漸趨穩定。此後的幾億年里，恆星處於暫時的平穩，核區的氦在漸漸消耗，氫的燃燒越來越向更外層推進。但是，調整是要付出代價的，這時的恆星將膨脹得極大，以使自己的結構適應於光度的增大。它的體積將增大十億倍。這個過程中恆星的顏色會改變，因為其外層與高溫的核心區相距很遠，溫度就低了下來。這種狀態的恆星稱為紅巨星。
紅巨星時期的恆星表面溫度相對很低，但極為明亮，因為它們的體積非常巨大。肉眼能看到的最亮的星中有許多就是紅巨星，如參宿四、畢宿五、大角、心宿二等。我們的太陽在五十億或六十億年後也將變成一個紅色“巨人”。當核心的氫耗完時，太陽就開始膨脹，那時水星將化為蒸汽，金星的大氣將被吹光，地球上的海洋將沸騰。然後太陽還會繼續膨脹，並將地球納入它的勢力範圍。地球被燒焦的殘骸會繼續在巨型太陽灼熱而極稀薄的大氣里轉圈。紅巨星外層物質的密度比地球實驗室里能得到的最好真空還要低得多。
在恆星大膨脹成為紅巨星，熱核反應速率也不可逆轉地衰減之後，恆星吹出氣體並收縮到地球那樣大小，即幾千公里直徑。物質的濃縮使得星體表面溫度大為升高，以至真正成為白熱。小尺度和高表面溫度這兩個特徵，使這種星得名為白矮星。
白矮星-內部結構模型圖 白矮星是中等質量恆星演化的終點，在銀河系中隨處可見。它的質量越大，半徑就越小。由於沒有熱核反應來提供能量，白矮星在發出輻射的同時，也以同樣的速率冷卻。但是，白矮星本性節儉，它在形成後要經過數十億年的冷卻時間。白矮星的變暗過程是如此之慢，自一百五十億年前宇宙創生和第一批恆星出現以來，恐怕還沒有一個黑矮星形成，這裡需要極大的耐心。太陽正處在其主序階段的中點，還要經過五十億年才到行星狀星雲那樣的“高齡”，它將再短暫地活躍十萬年，然後成為一顆白矮星並在一百億年中緩慢地死去，最後作為一顆黑矮星而永存。
離開主序時質量超過八倍太陽的恆星能製造重原子核。在溫度升到六億開氏度時，碳保不住了，相互猛撞並聚合成氖和鎂。一條“生產線”就此建立，因為每個新的熱核反應都能釋放更多的能量，使溫度升得更高，從而導致新的轉變。然而核轉變並不能就無限制地繼續，反應的洪流最後都朝著一個元素匯集：鐵。鐵是大質量恆星核心的最後灰燼。與此同時恆星還不斷地膨脹其外殼以調節平衡，它會膨脹到一個異常巨大的尺度，成為紅超巨星。紅超巨星是宇宙中最大的恆星。如果把這樣一個星放在太陽系中心，它將吞沒包括遠在五十億公里外的冥王星在內的所有行星。
雖然鐵核的溫度在十億度以上，卻沒有能量從中流出。它不足以使超巨星維持引力平衡，鐵核就會被壓得更緊密，使其中的電子處於簡併態。當簡併電子的巨大壓力能暫時地支持外層的重量時，恆星活動會出現一個間歇。但是當核心裡鐵和簡併電子的質量超過一點四個太陽質量時，電子已簡併的核突然塌陷，劇烈收縮，在十分之一秒內溫度猛升到五十億度。湧出的光子帶有的巨大能量將鐵原子核炸開，蛻變成氦原子核。這個過程叫光致蛻變。光致蛻變使原子核破裂並吸收能量，恆星核心的平衡發生了前所未有的急劇變化，越來越不能抵擋無情的重壓，溫度持續上升，直到氦核本身也蛻變為其基本成分：質子、中子和電子。在高溫下電子變得更不能阻擋壓縮力，在零點一秒內，它們被擠壓到與質子結合在一起。二者的電荷相中和，變成為中子，同時迸發出巨大的中微子流。中子的“占據體積”要小得多，兩個中子之間的間隔，可以小到十的負十三次方厘米，也就是說，中子可以相互碰到。於是，中子化就伴隨有一場物質的內向爆炸和密度朝著簡併態的巨大增長。恆星的密度達到每立方厘米十的十四次方克，相當於在一隻縫紉頂針里有一億噸的質量。恆星核里再沒有任何“真空”留下，恆星核就成了一種主要由中子組成的巨大原子核，這種遠比白矮星緊密的新的物質簡併態，就叫做中子星。
在某些質量遠大於太陽的恆星的已簡併的核心，繼續發生著坍縮，但最終形成的並不是中子星，而是黑洞。
沒有東西能從黑洞逃逸，包括光線在內。黑洞可從大質量恆星的死亡中產生。一顆大質量恆星坍縮後，當其引力大得無任何其他排斥力能與之相對抗時，恆星被壓成了一個稱為“奇點”的孤立點。有關黑洞結構的細節可用愛因斯坦解釋引力使空間彎曲和時鐘變慢的廣義相對論來計算。奇點是黑洞的中心，在它周圍引力極強。黑洞的表面通常稱為視界，或叫事件地平(EventHorizon)、“靜止球狀黑洞的史瓦西半徑”，它是那些能夠和遙遠事件相通的時空事件和那些因信號被強引力場捕獲而不能傳出去的時空事件之間的邊界。在事件地平之下，逃逸速度大於光速。這是一種人類尚未得到直接觀察證實的天體現象，但它已被一些著名的理論天文學家如霍金等在數學模型方面研究得相當完善
