Звезды образуются в межзвездных газопылевых облаках и туманностях. Основная сила, «формирующая» звезды – гравитация. При определенных условиях очень разреженная атмосфера (межзвездный газ) начинает сжиматься под действием сил гравитации. Облако газа уплотняется в центре, где удерживается выделяемое при сжатии тепло – возникает протозвезда, излучающая в инфракрасном диапазоне. Протозвезда разогревается под действием падающего на нее вещества, и начинаются реакции ядерного синтеза с выделением энергии. В таком состоянии это уже переменная звезда типа Т Тельца. Остатки облака рассеиваются. Далее гравитационные силы стягивают атомы водорода к центру, где они сливаются, образуя гелий и выделяя энергию. Растущее давление в центре препятствует дальнейшему сжатию. Это – стабильная фаза эволюции. Эта звезда является звездой Главной последовательности. Светимость звезды растет по мере уплотнения и разогрева ее ядра. Время, в течение которого звезда принадлежит Главной последовательности, зависит от ее массы. У Солнца это приблизительно 10 миллиардов лет, однако звезды гораздо более массивные, чем Солнце существуют в стационарном режиме лишь несколько миллионов лет. После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, раз­бухает. В результате размер самой звез­ды резко возрастает, а температура ее поверхности падает. Именно этот про­цесс и порождает красных гигантов и сверхгигантов. Конечные стадии эволюции звезды также определяются массой звезды. Если эта масса не превосходит сол­нечную более чем в 1,4 раза, звезда ста­билизируется, становясь белым карли­ком. Катастрофического сжатия не про­исходит благодаря основному свойст­ву электронов. Существует такая сте­пень сжатия, при которой они начина­ют отталкиваться, хотя никакого источ­ника тепловой энергии уже нет. Это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты не­вероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю. Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле. Белый карлик постепенно остывает, в конечном итоге превращаясь в темный шар радиоактивного пепла. По оценкам астрономов, не менее десятой части всех звезд Галактики – белые карлики.

Если масса сжимающейся звезды пре­восходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на этом не остановит­ся. Гравитационные силы в этом слу­чае столь велики, что электроны вдав­ливаются внутрь атомных ядер. В ре­зультате протоны превращаются в ней­троны, способные при­легать друг к другу без всяких проме­жутков. Плотность нейтронных звезд превосходит даже плотность белых кар­ликов; но если масса материала не пре­восходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны сами пред­отвратить дальнейшее сжатие. Типич­ная нейтронная звезда имеет в попе­речнике всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещест­ва весит около миллиарда тонн. Помимо громадной плотности, нейтронные звезды облада­ют еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнит­ное поле.

Если масса звезды превышает 3 массы Солнца, то конечной стадией ее жизненного цикла является, вероятно, черная дыра. Если масса звезды, а, следовательно, и сила тяготе­ния так велики, то звезда подвергается катастрофиче­скому гравитационному сжатию, которому не могут противостоять никакие стабилизирующие си­лы. Плотность вещества в ходе этого процесса стремится к бесконечности, а радиус объек­та — к нулю. Согласно теории относительности Эйн­штейна, в центре черной дыры возникает сингулярность прост­ранства-времени. Гравитационное поле на поверхности сжимающейся звезды растет, поэтому излучению и час­тицам становится все труднее ее покинуть. В конце концов, такая звезда оказывается под горизонтом собы­тий, который можно наглядно представить как односто­роннюю мембрану, пропускающую вещество и излучение только внутрь и не выпускающую ничего наружу. Коллапсирующая звезда превращается в черную дыру, и ее можно обнаружить только по резкому изменению свойств прост­ранства и времени около нее. Радиус горизонта собы­тий называется радиусом Шварцшильда.

Звезды с массой меньше 1,4 солнечной в конце жизненного цикла медленно сбрасывают верхнюю оболочку, которую называют планетарной туманностью. Более массивные звезды, которые превращаются в нейтронную звезду или черную дыру, сначала взрываются как сверхновые, их блеск за короткое время увеличивается на 20 величин и более, высвобождается энергии больше, чем излучает Солнце за 10 миллиардов лет, а остатки взорвавшейся звезды разлетаются со скоростью 20 000 км в секунду.