تطور النجوم ووفاتها يولد النجم عادة عندما تتراكم كميات كثيفة من الغاز ، والتراب الكوني البارد من الفضاء الكوني بفعل الجاذبية ، ويظل هذا التراكم مستمر لفترة قد تمتد من ( 10 إلى 500 ) مليون سنة حسب كتلة النجم ، يبدأ بعدها التفاعل النووي لأن ازدياد التراكم يؤدى أولا إلى تقلص النجم نتيجة ازدياد الجاذبية فترتفع درجة الحرارة والضغط في باطن النجم تماما ، كما ترتفع درجة حرارة غاز وضغطه عندما ينكمش حجمه ، وتصبح الكرة النجمية متوهجة ذاتيا لتعلن عن ميلاد نجم جديد ، وبهذا يبدأ النجم مرحلة الطفولة . ويتكون النجم أساسا من غاز الهيدروجين مخلوطا بكمية صغيرة من الهليوم ، وعندما يتزايد الضغط وترتفع درجة الحرارة إلى ملايين الدرجات في باطن النجم يبدأ التفاعل النووي الاندماجى حيث يندمج الهيدروجين مكونا هيليوم ، واندماج الهيدروجين لتكوين الهليوم يحدث نقص في الكتلة يتحول إلي طاقة تنطلق من المركز إلى سطح النجم على هيئة أشعة جاما فيسخن السطح إلى آلاف الدرجات ، ويتوهج وتنطلق منه الطاقة الضوئية المرئية وغير المرئية ، وتتحدد بذلك قوة إضاءة النجم ولون سطحه ويدخل النجم مرحلة الشباب . وتختلف أنواع النجوم الشابة باختلاف درجة حرارتها السطحية أي باختلاف لونها ، وتختلف درجة الحرارة السطحية للنجوم الشابة من ( 3000 درجة في النجوم الصغيرة الحمراء إلي 25000 درجة في النجوم الكبيرة الزرقاء ) وبينهما توجد تصاعديا أنواع النجوم ذات اللون الأصفر البرتقالي ، والأصفر مثل شمسنا ، والأبيض المصفر ، والأبيض والأبيض المزرق . وبهذا يتضح أن شمسنا نجم شاب متوسط الكتلة ، ودرجة حرارتها السطحية 6000 درجة مئوية . وتدوم حياة النجوم الشابة بلايين السنين حتى ينتهى الهيدروجين بتحولة إلى