Gwiazdy powstają z materii międzygwiezdnej skupionej w obłokach. Przeciętna gęstość takiego obłoku wynosi 10^-18 kg/m³. Podczas kurczenia się obłok materii musi zmniejszyć swe rozmiary o czynnik 10^-7, aby móc przekształcić się w gwiazdy. Żeby tak się stało, musi być spełnione kryterium niejakiego Jeansa, co to sprecyzował je podczas prania spodni, które kurczyły mu się niemiłosiernie.

Obłok zmniejszając swe rozmiary pozbywa się nadmiaru energii termicznej nie zmieniając przy tym swej temperatury, co pozwala na dalsze się jego kurczenie. Gęstość obłoku wzrasta, pojawiają się w nim lokalne skupienia spełniające kryterium Jeansa, co prowadzi do rozpadu pierwotnego obłoku na wiele kurczących się mas, będących zaczątkami przyszłych gwiazd.

Wreszcie temperatura protogwiazdy wzrasta, gdyż promieniowanie podczerwone nie nadąża z transportem energii na zewnątrz. Gdy osiąga ona 800 K, gwiazda zaczyna świecić. Dalsze kurczenie zachodzi już wolniej, gdyż zwiększa się ciśnienie. Kiedy we wnętrzu temperatura wzrośnie na tyle, aby mogły się rozpocząć reakcje jądrowe, gwiazda osiąga wiek zerowy.

Czas mijający od momentu zaświecenia do rozpoczęcia reakcji termojądrowych wynosi od ok. 10 miliardów lat dla gwiazd najmniejszych do ok 100 milionów lat dla gwiazd najbardziej masywnych.

Gwiazda, której masa jest mniejsza niż 0,08 masy Słońca, staje się czarnym karłem. Nie obserwuje się też gwiazd bardziej masywnych niż 70 mas Słońca.

Następuje stadium spalania wodoru w hel. Dla masywnych gwiad proces ten jest szybszy. Wreszcie jądro gwiazdy składa się głównie z helu. Jądro jest otoczone wodorową atmosferą. Produkcja energii w warstwie pomiędzy jądresm, a atmosferą stopniowo nasila się, aż w pewnym momencie ciśnienie promieniowania preważy ciężar górnych warstw atmosfery i zaczną się one poruszać.Gwiazda zwiększa swe rozmiary przekształcając się w czerwonego olbrzyma.

Późne stadia ewolucji gwiazd.

Gwiazdy o mniejszych masach mogą utworzyć tylko jądro helowe, które będzie się kurczyć grawitacyjnie, aż osiągnie rozmiary kilku tysięcy kilometrów. Równocześnie będzie następować rozdymanie atmosfery gwiazdy, w wyniku czego jej zewnętrzne warstwy rozdzielą się pozostawiając jądro w postaci białego karła.

Podobny przebieg będie miała ewolucja gwiazd o masach jeszcze mniejszych (mniejszych niż 2,5 masy Słońca - powstanie wtedy jądro węglowe).

Masa białego karła nie jest większa od 1,4 masy Słońca.

W gwiazdach o masach większych niż 2,5 may Słońca mogą powstać warunki do rozpoczęcia następnych reakcji syntezy: neonu z węgla, tlenu z neonu, krzemu z tlenu, żelaza z krzemu. Końcowym etapem nukleosyntezy w gwiazdach jest jądro żelazowo-niklowe.

Żelazo i niekiel mają największą energię wiązania. Dalsze reakcje syntezy zachodziłyby więc już tylko z pobieraniem energii z zewnątrz. Gdy rdzeń osiągnie masę 1,4 masy Słońca w temperaturze 7*10¹⁰K i gęstości 5*10¹²kg/m³, nastąpi zmiana struktury jądra, zmniejszenie gęstości gazu, zachwianie równowagi między ciśnieniemm, a siłami grawitacji. Rdzeń bardzo gwałtownie zmniejszy swoje rozmiary (milion razy na 0,3 sekudny). Gdy gęstość rdzenia osiągnie 2,4*10¹⁷kg/m³, a promień 15km, to inklozja zostaje zahamowana. Zewnętrzne warstwy atmosfery odbiją się sprężyście od rdzenia i zderzą się z następnymi warstwami opadającymi. Powstanie niezwykle silna fala uderzeniowa, która odrzuca na zewnątrz bardziej odległe od jądra warstwy gwiazdy (uwidacznia sie to jako wybuch supernowej). Powstanie świecąca mgławica, z której wyłoni się gwiazda neutronowa - pulsar. Na skutek jej wybuchu nastąpi powstawanie pierwiastków cięższych.

W gwiazdach o masie ośmiokrotnie większej od masy Słońca fala uderzeniowa nie jest w stanie odrzucić zewnętrznych warstw. Gwiazda zapada się do punktu - kolaps - powstaje czarna dziura.

Nasza galaktyka

Przypomina ona dysk o średnicy ok. 30 tysięcy parseków (100 tys. lat świetlnych). Słońce jest blisko płaszczyzny galaktyki w odległości ok. 8,5 tys. parseków od jej centrum. Położenie to sprawia, że, gdy patrzymy w kierunku równoległym do płaszczyzny galaktyki, dostrzegamy wiele gwiazd zlewających się w świetlną smugę - Drogę Mleczną. Patrząc w kierunku prostopadłym do płaszczyzny galaktyki widzimy pewną liczbę stosunkowo bliskich gwiazd, za którymi rozpościera się ciemna otchłań wszechświata. W skład naszej galaktyki wchodzą głównie gwiazdy (od 100 do 200 mld) oraz materia międzygwiazdowa, którą tworzą gaz i pył. Galaktyka ma strukturę spiralną. Wodór w galaktyce znajduje się blisko jej płaszczyzny. Tworzy dysk, którego grubość wynosi ok. 4-5 parseków. Najbliżej środka w odlegości ok. 3 kiloparseków. Najbliżej środka, w odległości ok. 3 kiloparseków, znajduje się głównie wodór zjonizowany. Rozszerza się z prędkością 50 km/s. W odlegości 6-7 kiloparseków od środka znajduje się Ramię Strzelca. Zawiera dużo wodoruneutralnego oraz gwiazdy O i B. Następnie - Ramię Oriona (szerokość - 2-3 kiloparseki), w którym znajduje się Słońce. Ostatnie jest Ramię Perseusza - w odległości 15 kiloparseków - stanowi granicę galaktyki.

Najjaśniejsza część Drogi Mlecznej znajduje sie w gwiazdozbiorze Strzelca - jast to centrum galaktyki, w którym występują olbrzymy i gwiazdy z ciągu głównego (na diagramie H-R) późnych typów widm. Odkryto również strumienie gęstego gazu rozprzestrzeniającego się z prędkością 200 km/s. Jadro galaktyki prawdopodobnie ma kształt spłaszczony o rozmiarach 15 na 30 parseków. Otoczone jest gazowym dyskiem o grubości 1600 parseków. W samym środku jądra istnieje zagęszczenie materii o średnicy 1 parseka będące źródłem promieniowania radiowego. Nie jest w pełni wyjaśniona natura obiektu umiejscowionego w samym środku galaktyki.