Gwiazdy są w różnym wieku: nowo narodzone, młode, w wieku średnim i stare. Ciągle powstają nowe gwiazdy, a stare umierają. Najmłodsze, nazwane za prototypem odkrytym w gwiazdozbiorze Byka gwiazdami typu T Tauri (Taurus to nazwa łac. gwiazdozbioru Byka), są podobne do Słońca, choć dużo młodsze. Proces ich formowania ciągle jeszcze trwa, dlatego mówi się, że są protogwiazdami. Są to gwiazdy zmienne, których jasność zmienia się, gdyż jeszcze nie weszły w stabilny stan istnienia jako normalne gwiazdy. Wiele gwiazd typu T Tauri jest zanurzonych w gęstych mgławicach gazowych i pyłowych, być może tworzących wokół nich wirujący dysk, z którego materia powoli spływa na powierzchnię gwiazdy. Energia materii opadającej pod wpływem działania siły przyciągania na protogwiazdę zostaje zamieniona w ciepło. To powoduje, że temperatura w samym rodku protogwiazdy ciągle rośnie. Kiedy temperatura w środku stanie się na tyle wysoka, aby mogło dojć do tzw. reakcji termojądrowych (łączenia jąder atomów lżejszych w jądro atomu cięższego), protogwiazda zamienia się w normalną gwiazdę. Reakcje termojądrowe są źródłem energii utrzymującej gwiazdę przy życiu i pozwalającej jej świecić tak samo jasno przez większą część życia. Jak długo ten stan będzie trwać zależy od tego, jak masywna jest gwiazda. Będzie ona świecić nieprzerwanie dzięki syntezie jąder wodoru w jądra helu aż do całkowitego wyczerpania się wodoru w jej środku. Gwiazda o masie takiej jak Słońce ma dość paliwa do utrzymania się w stanie stabilnym przez około 10 mld lat.

Obserwując rodzące się obecnie gwiazdy, widzimy, jak prawdopodobnie dawno temu doszło do powstania Słońca. Ciągle jednak jest wiele niejasności dotyczących utworzenia się całej rodziny planet wokół Słońca. Nie jest również pewne czy jakie inne gwiazdy mają własne układy planetarne.
Wraz z kurczeniem się protosłońca coraz szybciej wirujący obłok przyjmował stopniowo kształt dysku. Część materii z wewnętrznych krańców dysku wskutek działania sił grawitacji opadała na powierzchnię powstającego Słońca. Pozostający w dysku gaz i pył stopniowo się chłodził. Gdy temperatura dostatecznie opadła, znajdujące się w płaszczynie dysku ziarna pyłu i kondensujący się gaz zaczęły się zlepiać w coraz większe bryłki". Podobnie krople wody kondensują się w mglistym powietrzu, gdy gwałtownie opadnie temperatura. Tak powstały planetozymale - cegiełki tworzące przyszłe planety.
Podczas dalszego tworzenia się Układu Słonecznego częć planetozymali, zderzając się, rozpadała na mniejsze kawałki, podczas gdy inne zlepiały się w większe grudki, tworząc ostatecznie protoplanety. W zewnętrznych rejonach Układu Słonecznego budulcem protoplanet były lekkie związki: lód, lody dwutlenku węgla, metanu i amoniaku. Coraz większe protoplanety wychwytywały coraz więcej gazu z mgławicy i w końcu powstały w ten sposób gazowe giganty": Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Ponad 80% masy uformowanego Jowisza stanowi wodór i hel. Prawdopodobnie wtedy planety te utworzyły własne minidyski gazowo-pyłowe z powstającymi księżycami i pierścieniami. W tym czasie w wewnętrznych obszarach dysku wyłoniły się cztery, złożone z dużo cięższych pierwiastków, protoplanety ziemskiej grupy: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. We wszystkich powstały spore jądra złożone głównie z żelaza. Od utworzenia się pierwszego zgęszczenia w obłoku, z którego powstał cały Układ Słoneczny, upłynęło 4,5 mld lat.
Dzięki teleskopowi kosmicznemu Hubble'a i teleskopom naziemnym nowej generacji zapewne będzie możliwe zobaczenie planet wokół pobliskich gwiazd, jeśli tylko tam istnieją.

Mówiąc najogólniej, wszystkie gwiazdy są podobne do naszego Słońca. Są to duże kule bardzo gorącego gazu świecące dzięki energii wyzwalanej podczas zachodzenia reakcji termojądrowych głęboko w ich wnętrzu. Nie wszystkie gwiazdy są dokładnie takie jak Słońce. Przede wszystkim różnią się kolorem. Niektóre są czerwonawe, inne - białe bądź niebieskawe, tylko część jest żółta jak nasze Słońce.
Gwiazdy różnią się także jasnością. Jak jasna wydaje nam się gwiazda na niebie zależy od tego, jak naprawdę jasno świeci, ale także od tego, jak daleko znajduje się od nas. Astronomowie wyrażają jasności gwiazd w wielkościach gwiazdowych. Gdyby umieścić wszystkie gwiazdy w takiej samej odległości co Słońce, okazałoby się, że świecą one od jednej tysięcznej części jasności Słońca do nawet miliona razy jaśniej. Jasność jaką miałaby gwiazda widziana z odległości 10 parseków (32,6 lat świetlnych) nazywamy absolutną wielkocią gwiazdową. Okazuje się, że większoć gwiazd jest dużo słabsza od Słońca. Innymi słowy. Słońce - z wielu powodów uważane za typową gwiazdę - jest dużo jaśniejsze od przeciętnej gwiazdy. Nawet niezmiernie słabe gwiazdy, które znajdują się stosunkowo blisko nas, mogą być jednak widoczne gołym okiem. Konstelacje gwiezdne rozpoznajemy po najśjaniej błyszczących na niebie gwiazdach.
Dlaczego gwiazdy różnie świecą? Jasność gwiazdy zależy od jej masy. Od ilości materii tworzącej gwiazdę zależy, jak ona świeci i jak zmienia się z upływem czasu. Najmniejsza wartość masy potrzebna do utworzenia gwiazdy stanowi około jedną dwunastą część masy Słońca. Jeli obiekt utworzony wskutek procesów wczeniej opisanych ma mniej masy, w jego wnętrzu nigdy nie będzie dostatecznie wysokiej temperatury do rozpoczęcia i podtrzymania reakcji termojądrowych. Obiekty o masach od jednej setnej do jednej dziesiątej masy Słońca są nazywane brązowymi karłami. W ich wnętrzu jest wyzwalana pewna ilość energii, ale niewystarczająca, by stały się one prawdziwymi gwiazdami. Brązowe karły wysyłają znikome ilości promieniowania, więc niezmiernie trudno je odkryć.
Astronomowie nie są ciągle pewni, gdzie znajduje się drugi koniec skali, tzn. jak ciężkie są najbardziej masywne gwiazdy. Najczęciej sądzi się, że tylko parę znanych gwiazd ma masy ponadszećdziesięciokrotnie większe od Słońca. Prawdopodobnie żadna gwiazda nie przekracza stu mas Słońca.

Najbardziej masywne gwiazdy są jednocześnie najgorętsze i najjaśniej świecą. Wydają się białe lub niebieskawe. Mimo wielkich mas wyświecają swoje zasoby energetyczne uzyskiwane wskutek syntezy termojądrowej zaledwie w ciągu paru milionów lat. Gwiazdy o małych masach, świecące słabym, czerwonawym blaskiem, pozostają zwykłymi gwiazdami przez miliardy lat, powoli zużywając paliwo.
Wiele jasnych gwiazd na niebie ma czerwoną bądź pomarańczową barwę, między innymi Aldebaran - oko byka w gwiazdozbiorze Byka, Arktur - najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Wolarza czy Antares w Skorpionie. Jak to się dzieje, że te chłodne gwiazdy rywalizują na niebie z gorącymi, białymi gwiazdami, takimi jak Syriusz bąd Wega, choć wydawałoby się, że świecenie z ich chłodnych powierzchni powinno być kiepskie w porównaniu z gorącymi gwiazdami? Rozwiązanie zagadki wiąże się z ich rozmiarami, bowiem są to ogromne, rozdęte" gwiazdy, które w pewnej chwili swego życia gwałtownie powiększyły się i są dużo większe od normalnych gwiazd. Z powodu ogromnych rozmiarów opisywane są jako olbrzymy lub nadolbrzymy.
Gigantyczne powierzchnie sprawiają, że olbrzymy promieniują dużo więcej energii w porównaniu z normalnymi gwiazdami podobnymi do Słońca, chociaż są chłodniejsze. Na przykład, Betelgeza z gwiazdozbioru Oriona jest ponad tysiąc razy większa od Słońca - normalna czerwona gwiazda jest od niego około dziesięć razy mniejsza. Gwiazdy normalne nazywa się karłami (w porównaniu z olbrzymami). Olbrzymy i karły są gwiazdami w różnym wieku. Zwykle normalna gwiazda staje się w pewnym momencie olbrzymem, a na starość może znowu powrócić do rozmiarów karła.

Zwyczajna gwiazda, podobna do Słońca, świeci kosztem wyzwalanej energii podczas syntezy wodoru w jądrowym piecu, jakim jest jej wnętrze. Jednakże nawet te ogromne zasoby wodoru, z jakich zbudowana jest gwiazda, kiedy się wyczerpią. Słońce zużyło już połowę swojego paliwa wodorowego w ciągu prawie 5 mld lat życia i nieuchronnie przez kolejne 5 mld cały wodór znajdujący się w jądrze zamieni się w hel. Co się wtedy stanie?
Wraz z zakończeniem reakcji termojądrowych w jądrze gwiazda zaczyna gwałtownie się zmieniać. Synteza wodoru w hel zachodzi w cienkiej warstwie wokół jądra i w miarę wyczerpywania wodoru przesuwa się coraz bardziej ku powierzchni. W efekcie gwiazda zaczyna bardzo puchnąć. W tym samym czasie maleje jej temperatura powierzchniowa. W ten sposób powstaje czerwony olbrzym lub czerwony nadolbrzym. Ten etap życia przechodzą wszystkie gwiazdy.
Dalsze koleje życia gwiazd są odmienne, jednak każda gwiazda osiąga wiek sędziwy i umiera. Jak długo żyje zależy od jej początkowej masy. Masywne gwiazdy szybko przechodzą przez życiowe momenty zwrotne" i kończą życie widowiskową eksplozją. Zupełnie inaczej jest z gwiazdami podobnymi do Słońca - pod koniec życia zaczynają się kurczyć, ostatecznie stają się bardzo gęstymi białymi karłami i znikają nam z oczu. Podczas przemian od czerwonego olbrzyma w białego karła gwiazda zwykle odrzuca części zewnętrzne w postaci gazowej warstwy kulistej", odsłaniając w ten sposób jądro. Odrzucona materia świeci jasno, gdyż jest intensywnie ogrzewana przez odchudzoną" gwiazdę. Temperatura powierzchniowa gwiazdy, leżącej w środku może dochodzić nawet do 100 000°C. Otaczający ją bąbel świecącego gazu zwany jest mgławicą planetarną, gdyż ujrzany przez małą lunetkę do złudzenia przypomina tarczę planety. W rzeczywistości jest oczywiście zupełnie innym obiektem!

Wydaje się, że większoć gwiazd rodzi się raczej w grupach niż pojedynczo, dlatego nie ma nic zadziwiającego w powszechnoci występowania gromad gwiazdowych. Obserwacje gromad gwiazdowych dostarczają wielu ciekawych informacji, gdyż gwiazdy leżące w jednej gromadzie są z grubsza tak samo od nas odległe oraz mają ten sam wiek, czyli różnice ich jasności są różnicami rzeczywistymi. Ponadto - jakiekolwiek przeszły koleje losu - rozpoczęły życie jednocześnie. Oznacza to, że gromady gwiazd pozwalają bezpośrednio śledzić różnice w przebiegu ewolucji gwiazd o różnych masach.
Gromady gwiazd tak ważne z naukowego punktu widzenia należą do najpiękniejszych obiektów na niebie. Są chętnie obserwowane przez miłośników astronomii i wspaniale wychodzą nawet na amatorskich fotografiach.
Rozróżnia się dwa typy gromad gwiazdowych: gromady kuliste i gromady otwarte. Nadane im nazwy odpowiadają ich wyglądowi na niebie. W gromadach otwartych łatwo można zobaczyć pojedyncze gwiazdy znajdujące się w gromadzie, natomiast gromady kuliste są tak gęsto upakowanym w kulę zgrupowaniem gwiazd, że trudno w ich centralnych obszarach rozróżnić pojedyncze obiekty.

Najbardziej znaną gromadą otwartą są Plejady zwane Siedmioma Siostrami lub Kurczętami. Znajdują się w gwiazdozbiorze Byka w odległoci około 400 lat świetlnych od nas. Wbrew nazwie, gołym okiem można łatwo zobaczyć jedynie sześć gwiazd, z których najjaśniejszą jest Alkione. Siódma była jeszcze widoczna w pierwszej połowie XX wieku, teraz jest prawdopodobnie zasłonięta przez ciemny obłok. Wszystkie gwiazdy gromady, których jest 300-500, zajmują obszar o rozmiarze około 30 lat świetlnych. Gromada jest bardzo młodym tworem według standardów astronomicznych - jej wiek nie przekracza 50 mln lat. Znajduje się w niej wiele bardzo masywnych i jasnych gwiazd, które jeszcze nie zdążyły zmienić się w czerwone olbrzymy. Plejady są typowym przedstawicielem gromad otwartych, które zawierają zwykle od kilkuset do kilku tysięcy gwiazd.
Gromady otwarte są bardzo młodymi obiektami, rzadko kiedy osiągającymi 100 mln lat. Jest nieprawdopodobne, aby tempo ich powstawania zmieniło się gwałtownie kiedy w przeszłości. Raczej wydaje się, że gwiazdy w starszych gromadach stopniowo rozpłynęły się w przestrzeni i w ten sposób dołączyły do populacji gwiazd nie należących do gromad, których tysiące widać na niebie. Chociaż grawitacja utrzymuje gwiazdy w gromadzie otwartej, jest to równowaga dość krucha, gdyż gwiazdy są lekko z sobą powiązane i wystarczy słaba nawet siła przyciągania od innego obiektu, np. od dużego obłoku międzygwiazdowego, aby rozerwać gromadę na pojedyncze gwiazdy.
Niektóre grupy gwiazd są tak luźno rozrzucone w przestrzeni, że nazywa się je dla odróżnienia od gromad asocjacjami gwiazd. Takie grupy gwiazd szybko rozpraszają się w przestrzeni, więc asocjacje gwiazdowe są zgrupowaniami bardzo młodych, świeżo powstałych gwiazd stowarzyszonych z obłokami międzygwiazdowymi, z których prawdopodobnie powstały. Asocjacje zawierają od 10 do 100 gwiazd często rozproszonych w obszarze o średnicy wielu setek lat świetlnych.
Obłoki materii międzygwiazdowej będące miejscem narodzin gwiazd skoncentrowane są w dysku naszej Galaktyki. Dysk widziany przez nas "od środka", tworzy na niebie Drogę Mleczną. Właśnie w Drodze Mlecznej położone są wszystkie obserwowane gromady otwarte. Droga Mleczna zawiera dużo pyłu i gazu międzygwiazdowego, dlatego 1200 widocznych gromad otwartych stanowi prawdopodobnie zaledwie ich mały ułamek. Uważa się, że w dysku galaktycznym może znajdować się około 100 000 gromad gwiazdowych.

Gromady kuliste, w przeciwieństwie do gromad otwartych, są gęsto upakowaną kulą setek, tysięcy, a nawet milionów gwiazd. Gdyby nasze Słońce było członkiem gromady kulistej, gołym okiem widzielibymy na niebie nie około 6000, a ponad milion gwiazd. Typowa gromada kulista ma rozmiary 20-400 lat świetlnych. W zatłoczonym jądrze tych gromad, gwiazdy czasem poruszają się tak blisko siebie, że siły grawitacyjne wiążą je i w ten sposób tworzą się tzw. ciasne układy podwójne gwiazd. Skrajnie bliskie spotkania gwiazd mogą je nawet łączyć w jeden obiekt albo też odrywać zewnętrzne warstwy od wnętrza gwiazd, odsłaniając jądra gwiazdowe, w których zachodziły reakcje termojądrowe. W gromadach kulistych jest 100 razy więcej gwiazd podwójnych niż w innych obszarach w galaktyce. Niektóre gwiazdy podwójne są źródłami promieniowania rentgenowskiego.
Znamy około 200 gromad kulistych rozłożonych równomiernie w ogromnym kulistym halo wokół naszej Galaktyki. Wszystkie są bardzo stare, gdyż powstały mniej więcej w tym samym czasie, co Galaktyka czyli około 10-15 mld lat temu. Najprawdopodobniej utworzyły się, gdy w kolosalnym obłoku. z którego rodziła się Galaktyka, powstały lokalne zagęszczenia. Gromady kuliste nie rozpraszają się w przestrzeń, jak gromady otwarte, gdyż gwiazdy są tam tak gęsto upakowane, że tworzą silne pole grawitacyjne, żelazną ręką trzymające razem całą gromadę.
Najjaśniejszą gromadą kulistą, wyraźnie widoczną gołym okiem na niebie jest omega Centauri znajdująca się w konstelacji Centaura. Z Polski niestety jest niewidoczna. Oddalona jest od nas około 16 500 lat świetlnych. Jest największą znaną gromadą kulistą - jej rozmiary wynoszą około 620 lat wietlnych. Najjaśniejszą gromadą kulistą nieba północnego jest gromada M13 znajdująca się w gwiazdozbiorze Herkulesa. Jako mglista plamka jest ledwo dostrzegalna gołym okiem. W koło innych galaktyk również obserwujemy gromady kuliste.