Yıldız öncelikle hidrojen ve helyum gazları oluşmaktadır . Bunlar boyut , parlaklık ve sıcaklık önemli ölçüde değişir , ve çeşitli aşamalardan geçerken , milyarlarca yıldır yaşıyoruz . Bizim kendi güneş tipik bir yıldız , milyarlarca o çöpSamanyolu yüzlerce biridir . Doğum

Stars büyük galaktik » kreşler » doğdu bulutsular , bulut anlamına gelen Latince kelime denir . Bulutsular toz ve yıldızların yüzlerce ortaya çıkmasına neden olabilir gaz yoğun bulutlar vardır . Bir nebula bazı bölgelerinde , gaz ve toz kümeleri gibi bir araya gelecekler . Bu topaklar biri, kendi yerçekimi kuvveti altında çöker o kadar kütle birikir yeni bir yıldız ortaya çıkar. Yoğuşmalı bulutun artan yoğunluğu önemli ölçüde yükselmesine sıcaklığını neden olur. Sonunda ,sıcaklık bir » bebek » yıldızı oluşturan , nükleer füzyon meydana böylece yüksek bir Önyıldız denilen olur .
Ana Sıra Yıldız

protostar yeterince kitle toplamıştır kez çevreleyen gaz ve toz bulutlarından , bir ana dizi yıldızı olur . Ana dizisi yıldız nükleer füzyon olarak bilinen bir süreç içinde helyum oluşturmak için birlikte hidrojen atomlarını kaynaştırmak . Yıldız yıl milyarlarca bu aşamada mevcut olabilir. Bizim güneş ana dizisi aşamasında şu anda.

Yıldızın parlaklığı , kütlesi üzerine büyük ölçüde bağlıdır. Daha büyük bir ana dizi yıldızı ,daha parlaklık o sergileyecek . Bir ana dizi yıldızınınrengiyıldızın sıcaklığı bir göstergesidir . Sıcak yıldızlar mavi veya beyaz ve soğuk yıldızların kırmızı veya turuncu gibi görünür olacaktır . Bir yıldızınkütlesi , aynı zamanda ömrünü etkileyecektir . Daha kitlesel bir yıldız vardır ,daha kısa olan ömrü olacak. Milyarlarca yıl boyunca , bir ana dizi yıldızı olacak sonunda yanan sonra
Kırmızı Devler

bu hidrojen çoğunluğu nükleer füzyon yoluyla helyum dönüştürülür olarak yakıt beslemesini egzoz. Fazla helyum sonrayıldızın sıcaklık artışına neden olur . Bu durumda,yıldız bir kırmızı dev haline genişletmek olacaktır .

Kırmızı devler rengi parlak kırmızıdır . Onlar da anakol yıldızları daha büyük ve çok daha aydınlık vardır . Kırmızı devin temel yerçekimikuvveti altında çökmeye devam ettikçe, karbon içine helyum kalan kaynağı dönüştürmek için yeterli yoğun olacak . Ölmek içinyıldız için zaman kadar bu , yaklaşık 100 milyon yıllık bir süre içinde gerçekleşir . Kitlesel bir yıldızınparlaklığının dikte edecek gibi, aynı zamanda bir yıldızın ölümşeklini belirleyecektir . Düşük kütleye sahip
Beyaz Cüceler

Ana sekans yıldızlı sonuçta beyaz cüceler olur . Bir kırmızı dev olan helyum kaynağı ile yandı sonra ,yıldız kütlesi kaybedersiniz . Karbon kalan çekirdek ve serin bir beyaz cüce haline gelene kadar milyarlarca yıl içinde parlaklık azalmaya devam edecektir . Sonunda ,beyaz cüce yıldız tamamen enerji üretmek ve siyah cüce haline karartmak sona erecek . Beyaz cüce yıldız kırmızı dev yıldızlardan daha küçük yoğun ve daha az aydınlık vardır . Beyaz cüce yıldızlarınyoğunluğu beyaz cüce malzemenin sadece bir kaşık birkaç ton ağırlığında olacak o kadar büyüktür .
Daha büyük olması Süpernovalar

Ana sekans yıldız mukadder dramatik ve şiddetli patlamalar ölmek süpernovalara çağırdı . Bu yıldızlı helyum kendi kaynağı ile yanmış sonra, geri kalan C- çekirdek sonunda demir dönüştürülür. Bu madde yüzeyinin kapalı çıkma başlar bir noktaya ulaşıncaya kadar bu demir çekirdekli sonra kendi ağırlığı altında çökecek . Bu durumda , büyük bir patlama olduğunu yıldızlı bütün bir galaksininparlaklığını eşittir ışık parlak bir flaş üretecektir oluşur . Bazı süpernova patlamaları sırasında, proton ve elektronlar nötronları oluşturmak için birleştirir . Bu da nötron yıldızlı adlandırılan son derece yoğun yıldızlı oluşumuna yol açar .