성운 단계: 별의 씨앗
별은 거대한 분자 구름(성운)의 중력 붕괴로부터 시작된다. 이 분자 구름은 주로 분자 수소(H₂)와 헬륨, 미량의 중원소로 이루어져 있으며, 밀도 불균질성으로 인해 한쪽 구역이 다른 부분보다 밀집될 때 중력 붕괴가 촉발된다. 붕괴 과정에서 온도가 상승하며 약 10만 년가량 지속된 뒤, 중심부에 원시별(프리스타)이 형성된다.
원시별 단계와 원반 형성
원시별 주위에는 잔여 가스·먼지 물질이 원반 형태로 고착되며, 이 원반에서 행성 형성이 시작될 수도 있다. 원시별 내부 핵융합이 시작되기 전까지 원시별은 중력 수축으로 인한 복사 에너지를 방출하며, 보통 수십만 년에서 수백만 년의 시간이 소요된다. 이 단계의 별들은 적외선 관측을 통해 원시별 혹은 클래식 T Tauri형 별로 확인된다.
주계열성: 핵융합의 시대
별이 충분한 질량을 얻게 되면 중심핵 압력과 온도가 높아져 수소 핵융합이 시작된다. 이 시기를 주계열성(Main Sequence)이라 하며, 별의 주 수명 기간으로 태양의 경우 약 100억 년 중 현재 46억 년을 지나고 있다. 주계열성은 질량에 따라 온·색을 달리하며, 질량이 큰 별일수록 표면 온도가 높아 청색을 띠고, 질량이 작을수록 적색 왜성을 형성한다.
거성 단계: 수소 소진 이후
주계열성 단계가 끝나면 중심핵의 수소가 고갈되면서 별은 적색 거성(Red Giant) 혹은 초거성(Supergiant)이 된다. 중심핵은 헬륨 융합을 위해 수축하고 표면층은 팽창하며 식어 적색으로 변한다. 질량이 태양의 약 8배 이상인 별은 내부에서 헬륨·탄소·산소 등 무거운 원소들이 차례로 융합되며, 초거성 단계에서 중심핵은 철이 형성될 때까지 진화한다.
최후 운명: 백색왜성, 중성자별, 블랙홀
거성 단계 이후 별의 질량에 따라 다양한 최후 운명이 펼쳐진다. 태양 질량의 8배 미만인 별은 초신성 폭발 없이 외층을 외부로 방출하고 중심핵은 백색왜성(White Dwarf)으로 수축한다. 질량이 큰 별은 초신성 폭발(Supernova)로 화려하게 붕괴되며, 중심핵이 태양 질량 1.4배(찬드라세카르 한계) 이상이면 중성자별(Neutron Star)로, 그보다 더 크면 블랙홀로 붕괴된다. 이 과정에서 생성된 중성자별은 펄서(Pulsar)로 관측되며, 블랙홀은 주변 물질을 빨아들이며 강착원반에서 X선과 중력파를 방출할 수 있다.