Estrelas como o sol são grandes bolas de plasma que inevitavelmente preenchem o espaço ao seu redor com luz e calor. As estrelas vêm em uma variedade de massas, e a massa determina o quão quente a estrela queima e como vai morrer. Estrelas pesadas se transformam em supernovas, estrelas de nêutrons e buracos negros, enquanto estrelas comuns como o sol terminam a vida como uma anã branca cercada por uma nebulosa planetária que desaparece. Todas as estrelas, no entanto, seguem aproximadamente o mesmo ciclo de vida básico de sete estágios, começando como uma nuvem de gás e terminando como um remanescente de estrela.

TL; DR (muito longo; não leu)
< A gravidade transforma nuvens de gás e poeira em protoestrelas. Um protoestrela se transforma em uma estrela de seqüência principal que acaba ficando sem combustível e entra em colapso mais ou menos violentamente, dependendo de sua massa.
Uma Nuvem Gigante de Gás

Uma estrela começa a vida como uma grande nuvem de gás. A temperatura dentro da nuvem é baixa o suficiente para formar moléculas. Algumas das moléculas, como o hidrogênio, acendem e permitem que os astrônomos as vejam no espaço. O Complexo de Nuvens Orion no sistema Orion serve como um exemplo próximo de uma estrela nesta fase da vida.
Um Protostar é uma Estrela do Bebê

À medida que as partículas de gás na nuvem molecular se colidem, é criada energia térmica, que permite a formação de um aglomerado quente de moléculas na nuvem de gás. Este grupo é conhecido como um Protostar. Como os Protostars são mais quentes que outros materiais na nuvem das moléculas, essas formações podem ser vistas com a visão infravermelha. Dependendo do tamanho da nuvem de moléculas, vários Protostars podem formar uma nuvem.
A Fase T-Tauri

No estágio T-Tauri, uma jovem estrela começa a produzir ventos fortes, que se afastam. Isso permite que a estrela em formação fique visível pela primeira vez. Os cientistas podem detectar uma estrela no estágio T-Tauri sem a ajuda de ondas infravermelhas ou de rádio.
Estrelas principais da sequência

Eventualmente, a jovem estrela alcança o equilíbrio hidrostático, no qual sua compressão gravitacional é equilibrada pela externa. pressão, dando-lhe uma forma sólida. A estrela então se torna uma estrela principal da sequência. Ele gastará 90% de sua vida neste estágio, fundindo moléculas de hidrogênio e formando hélio em seu núcleo. Atualmente, o sol do nosso sistema solar está em sua fase principal de seqüência.
Expansão em Gigante Vermelho

Uma vez que todo o hidrogênio no núcleo da estrela é convertido em hélio, o núcleo entra em colapso, causando a estrela. expandir. À medida que se expande, primeiro se torna uma estrela sub-gigante, depois uma gigante vermelha. Gigantes vermelhos têm superfícies mais frias que as estrelas principais da sequência; e por isso, eles aparecerão em vermelho e não em amarelo. Se a estrela for suficientemente massiva, ela poderá se tornar grande o suficiente para ser classificada como supergigante.
Fusão de elementos mais pesados

À medida que se expande, a estrela começa a fundir moléculas de hélio em seu núcleo e a energia de essa reação impede que o núcleo entre em colapso. Quando a fusão do hélio termina, o núcleo diminui e a estrela começa a fundir carbono. Esse processo se repete até que o ferro comece a aparecer no núcleo. A fusão de ferro absorve energia; portanto, a presença de ferro causa o colapso do núcleo. Se a estrela é suficientemente grande, a implosão cria uma supernova. Estrelas menores, como o sol, se contraem pacificamente em anãs brancas, enquanto suas conchas externas irradiam como nebulosas planetárias.
Supernovas e Nebulosas Planetárias

Uma explosão de supernova é um dos eventos mais brilhantes do universo. A maior parte do material da estrela é lançada no espaço, mas o núcleo implode rapidamente em uma estrela de nêutrons ou em uma singularidade conhecida como um buraco negro. Estrelas menos massivas não explodem assim. Seus núcleos se contraem em pequenas estrelas quentes chamadas anãs brancas, enquanto o material externo se afasta. Estrelas menores que o sol não têm massa suficiente para queimar com nada além de um brilho vermelho durante a sequência principal. Essas anãs vermelhas, difíceis de detectar, mas que podem ser as estrelas mais comuns por aí, podem queimar trilhões de anos. Astrônomos suspeitam que algumas anãs vermelhas estejam em sua sequência principal desde logo após o Big Bang.