Bintang
Begitu awan runtuh, akan terjadi konglomerasi individual dari debu dan gas yang padat yang disebut sebagai globula Bok. Globula Bok ini dapat memiliki massa hingga 50 kali Matahari. Runtuhnya globula membuat bertambahnya kerapatan. Pada proses ini energi gravitasi diubah menjadi energi panas sehingga temperatur meningkat. Ketika awan protobintang ini mencapai kesetimbangan hidrostatik, sebuah protobintang
akan terbentuk di intinya. Bintang pra deret utama ini seringkali dikelilingi oleh piringan protoplanet. Pengerutan atau keruntuhan awan molekul ini memakan waktu hingga puluhan juta tahun. Ketika peningkatan temperatur di inti protobintang mencapai kisaran 10 juta kelvin, hidrogen di inti 'terbakar' menjadi helium dalam suatu reaksi termonuklir. Reaksi nuklir di dalam
inti bintang menyuplai cukup energi untuk mempertahankan tekanan di pusat sehingga proses pengerutan berhenti. Protobintang kini memulai kehidupan baru sebagai bintang deret utama.
Bintang menghabiskan sekitar 90% umurnya untuk membakar hidrogen dalam reaksi fusi yang menghasilkan helium dengan temperatur dan tekanan yang sangat tinggi di intinya. Pada fase ini bintang dikatakan berada dalam deret utama dan disebut sebagai bintang katai.
Ketika kandungan hidrogen di teras bintang habis, teras bintang mengecil dan membebaskan banyak panas dan memanaskan lapisan luar bintang. Lapisan luar bintang yang masih banyak hidrogen mengembang dan bertukar warna merah dan disebut bintang raksaksa merah yang dapat mencapai 100 kali ukuran Matahari sebelum membentuk bintang kerdil putih. Sekiranya bintang tersebut berukuran lebih besar dari matahari, bintang
tersebut akan membentuk superraksaksa merah. Superraksaksa merah ini kemudiannya membentuk Nova atau Supernova dan kemudiannya membentuk bintang neutron atau Lubang hitam.
Bintang variabel adalah bintang yang luminositasnya berubah-ubah baik secara berkala maupun secara acak, yang disebabkan oleh faktor dari dalam maupun luar bintang tersebut. Bintang-bintang variabel yang diakibatkan faktor dalam bintang itu sendiri dapat digolongkan dalam tiga kategori utama.
Jenis yang pertama adalah bintang variabel berdenyut. Dalam evolusi bintang, beberapa bintang memasuki fase dimana mereka dapat berubah menjadi bintang variabel berdenyut. Bintang variabel jenis ini berubah-ubah radius dan luminositasnya sepanjang waktu, mengembang dan mengerut dengan selang waktu dari beberapa menit hingga bertahun-tahun, tergantung ukuran bintang tersebut. Kategori ini termasuk bintang variabel chepeid dan mirip chepeid, serta bintang variabel periode panjang seperti Mira
Yang kedua adalah bintang variabel eruptif, yaitu bintang yang mengalami lonjakan luminositas tiba-tiba akibat peristiwa semburan maupun peristiwa pelontaran materi bintang yang berlangsung massal. Kategori ini termasuk protobintang, bintang Wolf-Rayet dan bintang suar serta bintang raksasa dan maharaksasa.
Yang terakhir adalah bintang variabel eksplosif atau kataklismis termasuk di antaranya bintang nova dan supernova. Sistem bintang biner yang salah satu di antara bintangnya adalah katai putih, dapat menghasilkan ledakan jenis tertentu secara luar biasa, termasuk nova dan supernova tipe 1 a. Ledakan tersebut tercipta ketika katai putih menyedot hidrogen dari bintang pasangannya, meningkatkan massanya hingga hidrogen di
dalamnya mengalami fusi. Beberapa nova terjadi berulang-ulang, dengan ledakan berkala yang memiliki amplitudo rendah.
Bintang juga dapat berubah-ubah luminositasnya akibat faktor-faktor luar, misalnya bintang biner gerhana, juga bintang yang memiliki bintik bintang yang luar biasa dan berotasi. Contoh paling terkenal bintang biner gerhana adalah Algol yang biasanya berubah-ubah magnitudonya antara 2.5 sampai 3.5 dengan periode 2.87 hari.
Bagian dalam dari bintang stabil berada dalam keadaan setimbang secara hidrostatis, dimana gaya akibat gradien tekanan dari dalam bintang yang mendorong ke luar mengimbangi gaya gravitasi yang menarik ke dalam. Gradien tekanan ini diakibatkan oleh gradien suhu plasma bintang, yang tinggi pada bagian luarnya dan semakin dingin mendekati intinya. Suhu inti sebuah bintang deret utama atau bintang
raksasa paling tidak berada dalam besaran 10 °C. Suhu dan tekanan yang dialami inti pembakar hidrogen pada bintang deret utama cukup untuk memungkinkan fusi nuklir terjadi dan untuk menghasilkan energi yang cukup guna menghindari keruntuhan bintang.
Ketika mengalami fusi nuklir dalam inti bintang, inti atom memancarkan energi dalam bentuk sinar gama. Foton-foton ini berinteraksi dengan plasma sekitarnya dan meningkatkan energi termal pada inti. Bintang-bintang deret utama mengubah hidrogen menjadi helium yang membuat proporsi helium dalam intinya meningkat secara perlahan namun pasti. Akhirnya muatan helium akan menjadi dominan dan produksi energi
pun berhenti dalam inti. Namun bagi bintang yang bermassa lebih dari 0.4 kali massa matahari, reaksi fusi terjadi pada lapisan yang perlahan mengembang di sekitar inti helium degenerat.
Selain kesetimbangan hidrostatis, bagian dalam sebuah bintang yang stabil juga akan mempertahankan kesetimbangan termal. Terdapat gradien suhu di seluruh bagian dalam bintang yang mengakibatkan aliran energi mengalir ke bagian luar. Aliran energi yang meninggalkan tiap lapisan dalam bintang ini akan sama dengan aliran yang datang dari bawah tiap lapisan.
Zona radiasi adalah daerah pada bagian dalam bintang dimana transfer radiatif cukup efisien untuk mempertahankan aliran energi. Dalam daerah ini plasma bintang tidak akan bergerak dan setiap gerakan massa akan terhenti. Namun, jika tidak demikian, maka plasma menjadi tidak stabil dan akan terjadi konveksi yang membentuk zona konveksi. Hal ini dapat terjadi misalnya pada
daerah dimana aliran energi yang sangat tinggi terjadi, seperti dekat inti bintang atau di daerah dengan kelegapan ("opacity") tinggi seperti pada lapisan luar.
Terjadinya konveksi pada lapisan luar bintang deret utama bergantung pada massanya. Bintang dengan massa berapa kali massa matahari memiliki zona konveksi jauh di bagian dalam bintang dan zona radiasi pada lapisan luar. Bintang yang lebih kecil seperti matahari adalah kebalikannya, dengan zona konveksi yang terletak di lapisan luar. Katai merah dengan massa kurang dari 0.4 kali massa matahari hanya memiliki zona
konveksi di seluruh lapisannya sehingga mencegah terbentuknya inti helium. Pada sebagian besar bintang, zona konveksi juga akan berubah-ubah dari waktu ke waktu seiring dengan menuanya bintang dan berubahnya susunan inti bintang. Bagian dari sebuah bintang yang terlihat bagi pengamat disebut fotosfer. Ini adalah lapisan plasma bintang yang menjadi transparan terhadap foton cahaya. Dari sini,
energi yang dihasilkan oleh inti menyebar bebas ke luar ke angkasa. Di fotosfer inilah bintik bintang, atau wilayah bersuhu dibawah rata-rata, muncul.
Di atas fotosfer adalah atmosfer bintang. Pada bintang deret utama seperti matahari, bagian terbawah atmosfer merupakan daerah kromosfer yang tipis tempat munculnya spikula dan dimulainya semburan bintang. Kromosfer ini dikelilingi oleh daerah transisi, dimana suhu meningkat dengan cepat dalam jarak hanya 100 km. Di luarnya adalah korona, volume plasma maha panas yang dapat menjangkau ke luar hingga beberapa
juta kilometer. Keberadaan korona tampaknya bergantung pada zona konveksi pada lapisan luar bintang. Meskipun suhunya tinggi, korona hanya memancarkan sedikit sekali cahaya. Wilayah korona matahari biasanya hanya terlihat pada gerhana matahari.
Dari korona, angin bintang bermuatan partikel plasma mengembang keluar dari bintang, menyebar hingga berinteraksi dengan medium antarbintang. Untuk matahari, pengaruh angin suryanya meluas hingga ke seluruh wilayah heliosfer yang berbentuk gelembung.