Hvězdy jsou zřejmě nejzákladnějším a nejdůležitějším prvkem ve vesmíru, vedle toho jsou to také jeho nejhmotnější prvky. Typickou hvězdou, kterou zajisté známe všichni, je naše Slunce, jež je od nás vzdáleno 8 světelných minut. Po Slunci druhou nejbližší hvězdou k nám je Proxima Centauri vzdálená 4,3 světelných let. Ovšem vedle Slunce je tu ještě zhruba 200 miliard hvězd, jen v naší Galaxii a v celém vesmíru je jich mnohonásobně více. Jejich množství je větší než je množství všech zrnek písku na plážích naší planety.

A co tedy je hvězda vlastně zač a jak vzniká? Hvězdy jsou ohromné žhavé koule ionizovaných plynů (kde é nejsou vázány k jádrům) především H, He s příměsí dalších prvků. Gravitační síla tlačí hmotu hvězdy dohromady do středu a proti ní působí tlak horkého plynu a tak se utváří rovnováha. Zdroj energie hvězdy leží v jejím nitru, kde se za jedinou sekundu přeměňují miliony tun vodíku na helium, přesněji se ze 4 protonů vodíku stává jedno jádro helia spolu s uvolněním energie. Tomuto procesu se říká termojaderná reakce a v podstatě je to stejné jako výbuch atomové bomby.

Vznik hvězdy je spjat s existencí mezihvězdného prachu a plynu. Prachoplynné mračno se postupně smršťuje, houstne a tak se vytváří hvězdný zárodek. Protohvězda má v průměru kolem 10 miliard km. Smršťující se protohvězda přeměňuje svoji značnou gravitační energii zvolna na záření, které je jen málo energické, ale můžeme ho pozorovat v infračerveném oboru spektra. Značná část zdrojů protohvězd pak opět souvisí s mezihvězdnými mračny a každá protohvězda je obklopena prašným závojem. Vývoj protohvězdy určuje zcela výlučně gravitace, která protohvězdu smršťuje. Během několika set tisíc let v podstatě gravitační smršťování končí a vzniká hvězda. To se projeví nejdříve v samotném jádru protohvězdy. Zvyšující se tlak a teplota způsobí, že v jádru začnou probíhat termonukleární reakce. Což jsou ustálené procesy slučování atomových jader. K tomu, aby se reakce zapálila, je zapotřebí docílit teploty přes jeden milion stupňů Kelvina, kdy se začnou slučovat lehká jádra lithia a boru za vzniku hélia. Po tomto vyhoření dosáhne teplota v jádře deseti milionů stupňů Kelvina. Tehdy se zapálí samotná reakce, která má klíčový význam pro celý hvězdný vývoj. Jde o skladbu vodíku na helium. O tom, jak tato skladba probíhá v daném případě, rozhoduje počáteční hmotnost hvězdy. Hvězdy o hmotnosti Slunce vyrábějí termonukleární energii podle proton-protonového řetězce. V jeho průběhu se z vodíku tvoří postupně deuterium a lehký izotop helia, dále pak lehký izotop berylia, lithium a další izotop berylia, který se posléze rozpadá na dvě heliová jádra. Uvolněnou energii pak odnášejí fotony a z části neutrina. Pozitrony ihned anihilují s volnými elektrony na záření, díky kterému pak vidíme svítit hvězdy. U hvězd hmotnějších než Slunce se skládá helium z vodíku za pomocí dalších katalyzátorů. Tento typ reakce se nazývá uhlíko-dusíko-kyslíkový cyklus a poprvé byl popsán roku 1939 H. Bethem, který za to obdržel roku 1961 Nobelovu cenu.

Hvězda postupem času stárne, přeměňuje své zásoby více a více vodíku a my můžeme pozorovat stále jasnější hvězdu, její obal se rozpíná. Z hlediska vývoje samotné hvězdy je to nejdelší a nejstabilnější období jejího života. Pro hvězdy o hmotnosti Slunce trvá toto období asi 9 miliard let, pro hvězdy o hmotnosti 2 Sluncí jen necelou miliardu. Čím větší má totiž hvězda váhu, tím kratší má život před sebou. Po čase hvězdě dojdou zásoby vodíku a tak ji nezbývá než najít nové zdroje v heliu. Nyní při termojaderné reakci vznikají i jádra těžších prvků (od uhlíku až po železo). Vnitřní uspořádání v těchto fázích je velmi složité, podstatné pro nás je, že teplota povrchových vrstev klesá (hvězda červená) a poloměr se prudce zvyšuje na desítky až stovky poloměrů Slunce. Říkáme, že se hvězda stala červeným obrem. Dále se však jádro hvězdy s narůstající gravitací smršťuje, až se zhroutí. Pokud by se jednalo o naše Slunce, vznikne bílý trpaslík. Ovšem pokud by hvězda byla hmotnější, vzniká neutronová hvězda (pulsar) nebo dokonce černá díra. V případě bílého trpaslíka je vše kromě nyní již drobného jádra odděleno do okolí jako planetární mlhovina. V případě hmotnějších hvězd je vnější vrstva odmrštěna ohromným výbuchem supernovy.

Celý vývoj hvězdy trvá minimálně miliony a maximálně stovky miliard let. Nejsme tedy prakticky schopni zkoumat vývojové změny na jedné hvězdě. Astronomická pozorování lze považovat za jakýsi okamžitý snímek, kdy jsme prostě přistihli jednotlivé hvězdy v různě pokročilých vývojových stadiích. Nedostatek času pak musíme nahradit statistikou a teoretickými úvahami.