Una stella si forma per collasso gravitazionale delle nubi di polveri e di gas, costituito in prevalenza da idrogeno, presenti nello spazio. A causa della contrazione il gas si riscalda; quando il nucleo della protostella raggiunge la temperatura di una decina di milioni di gradi, l'idrogeno comincia a trasformarsi in elio producendo energia. A tale temperatura la contrazione si arresta, perché nel centro della stella si sviluppa una forza che controbilancia quella gravitazionale; è evidente infatti che la stella può esistere soltanto se la forza gravitazionale che tende a far contrarre la massa gassosa, viene controbilanciata da una forza, all'interno della stessa stella, che la equivalga.

E' un po' come nel caso di un palloncino. All'inizio, quando è sgonfio è più facile soffiare, perché la gomma di cui è composto non oppone molta resistenza, ad un certo punto, quando il palloncino è ben gonfio, aumenta la resistenza della gomma ed è necessario incrementare sempre di più la pressione all'interno per vincere tale resistenza.

Tornando alla stella, questa forza è data dal moto termico degli elettroni e degli ioni del gas caldo che costituiscono la stella; infatti più la temperatura è alta più energico è il moto delle particelle atomiche. La vita di una stella però si evolve attraverso ulteriori fasi di sviluppo:

1) Quando l'idrogeno è vicino all'esaurimento, nella stella non esiste più la temperatura sufficiente per innescare l'elio come combustibile, ma il numero delle particelle libere all'interno della stella è diminuito in quanto 4 nuclei di idrogeno (H) generano un atomo di elio. Poiché la pressione interna è direttamente proporzionale al numero delle particelle, la sua diminuzione determina, per la minor forza equilibratrice, una nuova contrazione della stella.

2) La contrazione genera un ulteriore aumento della temperatura che fa procedere più rapidamente la fusione dell'idrogeno rimasto e libera una quantità di energia maggiore di quanta possa essere dissipata dalla superficie della stella. Ne deriva un'espansione degli strati più esterni e la stella si evolve in gigante rossa aumentando di 250 volte il proprio diametro. Al centro della stella, nella zona del nucleo, la contrazione continua per cui la temperatura può arrivare fino ad 80 milioni di gradi; a questo punto si innesca la fusione dell'elio. Nuclei di elio fondono dando origine a nuclei di carbonio. Il ciclo contrazione-stato di equilibrio-espansione può ripetersi originando nuovi elementi. Tuttavia, se la massa è uguale o di poco inferiore a quella del Sole, la contrazione non è sufficiente per permettere di raggiungere temperature capaci di innescare, dopo quella dell'elio, la fusione dei nuclei del carbonio. Così la stella si oscura rapidamente e si trasforma in nana bianca, con dimensioni pari a quelle della Terra e con una densità al centro che raggiunge i valori di 10 milioni di atmofere, la materia degenera, cioè non ha più la tipica struttura atomica. Gli elettroni, invece di orbitare intorno ai nuclei, si distribuiscono nello spazio internucleare e la loro energia è così elevata da riuscire a controbilanciare l'energia gravitativa. Se invece la massa iniziale della stella è maggiore di quella del Sole, la contrazione è tale che la materia raggiunge densità superiori a 10^18 g/(cm cubo). La sua resistenza alla compressione è pari a
10^22 volte quella del normale acciaio (1200-2600 kg /(cm quadro)).
Si è formata una stella a neutroni, il cui diametro è circa 10 km e la sua forza di gravità 100 miliardi di volte più intensa di quella terrestre.
Nel 1967 fu osservata la prima pulsar, un corpo celeste che emette segnali radio ed ottici con estrema regolarità (0,03 e 4 secondi). Pare ormai accertato che si tratti di stelle a neutroni ruotanti su se stesse, fino a 30 volte il secondo. La scoperta delle pulsar generò una forte emozione perché, come è logico, si era immediatamente pensato che i radio-segnali potessero essere comunicazioni, attraverso lo spazio, di esseri viventi in un'altra parte dell'universo.