Bildiğimiz gibi yaşam Güneş olmadan olmazdı. Bu gaz topu, dünyada milyonlarca yıldır yaşamı sürdüren çok miktarda radyasyon yayar. Yıldızımız galaksimizdeki milyonlarca yıldızdan biri olduğu için göreceli olarak önemsizdir. Bizim galaksimiz, evrendeki milyarlarca galaksiden yalnızca biri. Gördüğümüz tüm yıldızlar, nükleer füzyon reaksiyonlarını içeren benzer bir yaşam döngüsünü takip ediyor. Bu nükleer füzyon reaksiyonları, hidrojenden daha ağır olan tüm elementlerin sentezlenmesi için esastır.
Yıldızımız oldukça önemsiz. Çok büyük değil ve evrendeki çok büyük yıldızlardan sadece biri. Ana sekans olarak bilinen bir aşamada, ömrünün yarısı kadardır. Birkaç milyar yıl içinde, Güneş'imiz ölecek ve dünyadaki tüm yaşamı sona erecek. Güneşimiz, gezegenleri ve çevresinde dönen diğer cisimleri tutan yerçekimsel bir çekiş sağlar ve Dünyadaki tüm yaşamı destekleyen bir enerji kaynağı sağlar.
Bir yıldızın ömrünün uzunluğu, kütlesine bağlıdır. Yıldızın çok fazla maddesi ve dolayısıyla yüksek bir kütlesi varsa, ömrü daha kısa olacaktır. Bu biraz sezgisel görünebilir, çünkü daha fazla nükleer yakıtın yıldızın daha uzun süre parlayabilmesi anlamına gelip gelmeyeceğini merak edebilir. Küçük yıldızlar aslında sahip oldukları yakıt ile daha verimlidir; ancak, daha büyük yıldızlar nükleer yakıtlarını çok daha hızlı kullanırlar. Bir yıldızın kütlesi, bulutun içinde bir bulutsu olarak bilinen, yıldızı yaratan ne kadar madde olduğuna bağlıdır.
Güneş'imizinkine benzer bir kütlenin yıldızlarının hepsinin benzer bir yaşam döngüsü vardır. Bir bulutsu olarak başlarlar. Bir bulutsu, boyut olarak değişebilen bir toz ve gaz bulutu. Bir yıldızı Güneşimizin boyutuna dönüştürmek için güneş sisteminin boyutunun yüzlerce katı bir bulutsuya ihtiyacınız olacak. Yıldızın yapı taşlarını içeren bu bulut, yerçekimi nedeniyle çöküyor. Bulutun boyutu küçüldükçe sıcaklığı artar ve bulutu oluşturan parçacıklar birbiriyle çarpışır. Bu çökmüş bulut belirli bir sıcaklık ve basınca ulaştığında nükleer füzyon oluşabilir. Bu aşamada, gaz topu bir protostar olarak bilinir. Nükleer füzyon, iki ışık çekirdeğinin bir araya geldiği ve daha ağır bir çekirdek ve enerji oluşturduğu bir nükleer reaksiyondur. En başından yayılan bu enerjidir. Bu reaksiyonlarda üretilen enerji miktarı E = mc 2 hesaplanabilir. “E”, enerji miktarı, “m” kütlede değişim ve “c”, saniyede metre cinsinden ışık hızıdır.
Nükleer füzyonun dışa dönük basıncı, yıldızı bir araya toplayan yerçekimi kuvveti ile dengelendiğinde, yıldızı stabil olarak tanımlayabiliriz. Güneşimiz gibi kararlı olan yıldızların, yıldızın ömrünün ana sıra aşamasında olduğu söylenir. Yıldızın hidrojen yakıtından kaçtığı bir nokta var ve bu yıldızın ömrünün sona erdiği zamandır. Yıldızların büyüklüklerine bağlı olarak milyonlarca veya milyarlarca yıl sonra yakıtları tükeniyor. Yıldızın yakıtı bittiğinde, çekirdeğindeki nükleer reaksiyonlar devam edemez. Bu, yerçekimi nedeniyle oluşan kuvvetin çekirdekte çökmeye başlaması için dış basıncın azaldığı anlamına gelir. Dış tabakalar genişler ve hafifçe soğur. Bu soğutma, yıldızın rengini kırmızı renge değiştirir. Bu aşamada, yıldız kırmızı bir dev olarak bilinir. Bu, birkaç milyar yıl içinde yıldızımızın kaderi olacak. Güneşimiz şişecek ve orijinal boyutunun birkaç yüz katı kadar genişleyecektir. Bu olduğunda, dünyadaki tüm yaşamlar ölecek.
Yıldızın dış katmanları daha sonra sürüklenerek sıcak, yoğun bir çekirdek bırakır. Bunlar gezegenimsi bulutsusu olarak bilinen çok güzel bir fenomen üretebilir. Gezegenimsi bulutsunun sıcak çekirdeği beyaz cüce olarak bilinir. Beyaz cüce, kalan ısı nedeniyle hala parlayan ölü bir yıldızdır. Çok yoğundurlar, birkaç ton kütleye sahip bir çay kaşığı beyaz cücenin bir çay kaşığı ile. Zamanla, bu ölü yıldız soğuyacak ve kararacak. Soğutup artık ışık yaymayan bu ölü yıldız, siyah cüce olarak bilinir.
Yıldızımızdan çok daha büyük olan yıldızlar, yaşamları boyunca farklı bir döngü izlerler. Güneşimiz gibi daha küçük yıldızlar çöken bir bulutsu tarafından oluşurken, daha büyük yıldızların bulutsuları çok daha fazla madde içerir. Ayrıca, bir ana sekans aşamasından geçerler ancak kendileriyle ilişkili daha yüksek sıcaklıklar nedeniyle mavi bir renk tonuna sahiptirler. Büyük yıldızların hayatlarının sonuna gelince, bunu çok daha dramatik bir şekilde yapıyorlar. Büyük yıldızlar, ek elementler için nükleer füzyonun meydana gelebileceği bir ortam sağlayacak kadar sıcak ve yoğun çekirdeklere sahip olabilir. Güneş'imize benzer bir kütlenin yıldızları gibi, büyük yıldızlar da nükleer yakıt tükenmeye başladığında da büyür.
Bu bir süpernova olarak bilinen büyük bir patlama ile sonuçlanır. Süpernova, gökyüzündeki en parlak nesnelerden bazılarıdır. Demirden daha ağır olan elementlerin bir süpernovada oluştuğu düşünülmektedir. Ölü yıldızlar şimdi nötron yıldızları olarak bilinir ve çok yoğundurlar. Eğer bir yıldız çok büyükse ve yeterli kütleye sahipse, o zaman büyük yıldızın ömrünün sonunda bir kara delik oluşabilir. Bir kara delik, yerçekiminin o kadar güçlü olduğu, ışığın bile kaçamayacağı bir alan alanıdır.