La matière entre les étoiles (dite interstellaire) se compose de poussières et de gaz. La poussière entraîne une absorption de la lumière mais aussi une diffusion de cette dernière.
Le gaz quant à lui est principalement composé d'hydrogène et représente le majeur partie de cette matière interstellaire. On retrouve deux sortes de nuages de gaz :
La région HII est composée d'hydrogène ionisé (l'atome a perdu un électron). C'est un nuage dit chaud, où l'on retrouve une ou plusieurs étoiles avec une température de surface importante capable d'arracher son électron à l'atome d'hydrogène.
La région HI composée d'hydrogène neutre représente la plus grande partie de l'hydrogène : C'est un nuage dit froid.
Lorsque la densité du nuage est assez élevée les atomes vont s'associer pour former des molécules. Ceci donnera un nuage moléculaire où apparaissent des zones plus denses qui vont s'effondrer sur elles-mêmes. L'effondrement peut être dû soit à la traversée du nuage dans un bras galactique (zone de densité plus élevée) soit à l'explosion d'une étoile proche de type supernova entraînant une onde de choc. Mais aussi, dans les régions HII, les radiations très énergétiques des étoiles supergéantes balaient ces régions de gaz ionisé vers un nuage moléculaire adjacent, ce qui engendre son effondrement gravitationnel.
Ces mécanismes entraînent la formation de plusieurs étoiles qui constitueront un amas d'étoiles dit ouvert. Ces derniers verront finalement leur étoiles se séparer sauf pour certaines trop liées par gravitation (ces dernières formeront alors des systèmes binaires, voire multiples).
Une fois l'effondrement en cours, l'avenir de l'étoile va dépendre intimement de sa masse. Lorsque celle-ci est insuffisante (moins de 0.08 masses solaires), les réactions thermonucléaires ne pourront pas se poursuivre. En revanche, si la masse est suffisante, les réactions thermonucléaires vont se poursuivre et l'âge adulte de l'étoile pourra commencer. On peut observer des nuages moléculaires non effondrés autour de ces jeunes étoiles, comme par exemple pour le célèbre amas ouvert des Pléiades.
La luminosité de l'astre est en rapport avec sa température de surface (plus la température est élevée, plus l'astre est lumineux). Mais plus l'astre est massif, plus il est lumineux. Ceci a donné lieu à l'élaboration du diagramme HR. L'observation a montré que quatre-vingt-dix pour cent des étoiles se retrouvent dans la même zone de ce diagramme, zone appelée séquence principale. Il a été également montré que cette grande majorité d'étoiles vivaient leur phase adulte (ces étoiles sont appelées naines jaunes, oranges ou rouges).
La masse de l'astre impose sa place dans la séquence principale et déterminera son évolution future :
Au cœur même de l'astre, l'hydrogène se transforme en hélium, lequel s'accumule progressivement dans le noyau. Lorsque le noyau est presque totalement composé d'hélium, l'astre devient instable et se transforme en géante rouge. Pour ce faire, le noyau est amené à se contracter, alors que sa température augmente significativement et que l'enveloppe de l'étoile gonfle d'un facteur dix…
On assiste à la transformation assez rapide de l'hélium en carbone. A la fin de cette étape, l'astre va expulser son enveloppe, ce qui l'amène à s'entourer de sphères concentriques de matière éjectée formant alors ce que l'on appelle une nébuleuse planétaire.
Parallèlement, le cœur de l'étoile va lentement se transformer en cadavre stellaire, appelé naine blanche (de rayon équivalent à celui de notre planète). Son énergie provient de la phase de contraction de géante en naine blanche. Elle se refroidit progressivement pour cesser d'émettre de la lumière et devient dès lors une naine noire. Il est à noter que notre univers n'est pas assez âgé pour renfermer des naines noires.
L'évolution de ces astres passe également par la séquence principale (naines bleues), puis deviennent supergéantes. Cependant, le carbone peut finalement être transformé en oxygène, lequel peut être à son tour transformé en néon, etc., jusqu'au fer. A ce moment, la température au cœur de l'astre devient telle que ce dernier perd toute stabilité. Une onde de choc est alors produite, ce qui amène une expulsion excessivement violente de plus de quatre-vingt-dix pour cent de la masse de l'astre. Cet événement catastrophique s'appelle une supernova de type II. Il est possible d'observer des traces de matière éjectée par d'anciennes supernovae, par exemple dans la constellation du Cygne (Dentelles du Cygne). Remarquons que le cœur de l'astre arrive à traverser l'épreuve, non sans dommages, devenant une étoile à neutrons. Une étoile à neutrons résulte ainsi de la contraction gravitationnelle du cœur d'une étoile de masse importante, où les protons et les électrons ne peuvent plus exister séparément, devant nécessairement fusionner pour donner des neutrons. Les étoiles à neutrons tournent très rapidement sur elles-mêmes. Dans certains cas, ces astres émettent un faisceau de lumière radio. Ces objets très particuliers sont appelés des pulsars.
Lorsque la masse du cadavre stellaire dépasse une certaine limite, l'astre devient d'un autre genre. La densité interne de l'astre devient telle qu'aucune matière et qu'aucun rayonnement (en particulier la lumière) ne peuvent s'en échapper. Ce type d'astre est appelé trou noir. Les trous noirs ne sont pas observables directement.
Dans un système d'étoiles doubles, il y a généralement une étoile plus massive (A) et une autre un peu moins (B). L'étoile A va devenir une géante, et donc une naine blanche, avant l'étoile B. Il y aura alors plusieurs transferts de masses des étoiles entre elles. Lors d'un transfert de B vers A (devenue naine blanche) deux scénarios peuvent se produire
-A est relativement peu massive. Le transfert donne alors un flash lumineux ; On assiste à une nova
-A est massive. L'afflux massif de matière entraîne un chauffage rapide, puis une explosion en supernova de type I.