Die zeitliche Entwicklung des physikalischen Zustandes und der chemischen Zusammensetzung eines Sterns. Sterne entstehen beim Gravitationskollaps von diffusen interstellaren Gas- und Staubwolken, sofern diese eine bestimmte, von der Temperatur und Dichte abhängige kritischen. Mindestmasse haben. Es wird angenommen, dass zum Beispiel Dichteschwankungen in den Materiewolken oder die Verdichtung durch die von einer nahen Supernova ausgehenden Schockwellen zum Kollaps führen. In dessen Verlauf zerfällt (fragmentiert) die Wolke in zahlreichen, sich weiter zusammenziehende Dichtezentren, die sich so weit aufheizen, dass aus ihnen schließlich Protosterne hervorgehen können. Möglicherweise sind die Globulen solche zur Sternentstehung führenden Verdichtungen. Die weitere Kontraktion erhöht die Temperatur im Innern der Protosterne, bis sie bei Objekten von Sonnenmasse in etwa 100 Jahren, bei solchen mit 2,5facher Sonnenmasse in etwa 2 Millionen Jahren etwa 15 Millionen K erreicht. Dann beginnen die Prozesse der Energieerzeugung durch Kernfusion, wobei Wasserstoff in Helium umgewandelt wird ("Wasserstoffbrennen"). Unterhalb von 15 Millionen K überwiegt die Proton-Proton-Reaktion, oberhalb von 15 Millionen K gehorcht die Umwandlung in erster Linie dem Bethe-Weizsäcker-Zyklus. Es bildet sich ein Gleichgewicht zw. der Energieerzeugung und der Ausstrahlung, die umso größer ist, je mehr Masse der Stern besitzt. Die Energieerzeugung ist auf ein relativ kleines Kerngebiet des Sterns beschränkt, das nur rd. 10 Prozent des Wasserstoffvorrats enthält. In diesem Zustand befindet sich der Stern auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms; er ist voll entwickelt. Wenn von der Lebensdauer eines Sterns gesprochen wird, ist üblicherweise das längste Stadium der Sternenentwicklung (etwa 1061011 Jahre) gemeint. Wenn der Wasserstoff des Kerns in Helium verwandelt ist, nehmen Leuchtkraft und Radius zu, die Oberflächentemperatur nimmt ab; da zw. Kern und äußerer Sternhülle kein Materieaustausch stattfindet, verlagert sich die Fusionszone in Richtung Sternoberfläche ("Wasserstoffschalenbrennen"). Der Stern wird zum roten Riesen, wobei der Heliumkern infolge des Absinkens von Gas- und Strahlungsdruck kontrahiert und heißer wird (über 100 Millionen K), bis schließlich im Zentralgebiet des Sterns die Fusion von Helium zu Kohlenstoff mit geringerer und vergleichsweise kurzzeitiger Energieabgabe einsetzt ("Heliumbrennen", Drei-Alpha-Prozess). Das Stadium des roten Riesen wird bei sehr massereichen Sternen bereits nach einigen Millionen Jahren, bei der Sonne nach etwa 7 Milliarden Jahren und bei den roten Zwergsternen erst nach über 10 Milliarden Jahren erreicht. Nach dem Stadium der Heliumfusion steigt bei massearmen Sternen die Zentraltemperatur nicht weit genug an, um die Kohlenstofffusion ("Kohlenstoffbrennen") in Gang zu setzen. Die äußeren Bereiche des Sterns kontrahieren und kühlen ab, sodass der Stern unter Bildung eines planetar. Nebels zu einem weißen Zwerg wird. Bei massereichen Sternen führt die Kontraktion des Kohlenstoffkerns zu weiteren Formen der Kernfusion, die beendet sind, sobald der Stern nur noch aus chemischen Elementen besteht, die sich im Periodensystem in der Nähe von Eisen befinden. Hat der Stern das Ende seiner thermonuklearen Entwicklung erreicht und erzeugt deshalb keinen Druck mehr, der der eigenen Massenanziehung das Gleichgewicht hält, stürzt er in sich zusammen (Gravitationskollaps). Dabei können äußere Schichten des Sterns explosionsartig fortgeblasen werden (Supernova), so dass er Masse verliert. Je nach der Masse des Reststerns bildet sich bei weniger als 1,4 Sonnenmassen ein weißer Zwerg, zwischen etwa 1,4 und 2,5 Sonnenmassen ein Neutronenstern und bei mehr als etwa 2,5 Sonnenmassen ein Schwarzes Loch.