1. Stjärnbildning: Sollika stjärnor föds i gigantiska molekylära moln. Dessa moln består av gas och damm - råvarorna för stjärnbildning. När tillräckligt mycket av detta material är koncentrerat i ett visst område, börjar det kollapsa under dess gravitation. Denna kollaps resulterar i bildandet av en protostjärna, en liten, varm och mycket tät kärna i mitten av det kollapsande gasmolnet.
2. Huvudsekvens: När protostjärnan fortsätter att kollapsa börjar den samla på sig mer och mer gas och damm. Denna ackumulering ökar protostjärnans temperatur och tryck, vilket så småningom leder till antändning av kärnfusion i dess kärna. Vid denna tidpunkt blir protostjärnan en huvudsekvensstjärna och börjar lysa med sitt eget ljus. Solen befinner sig för närvarande i sin huvudsekvensfas och den förväntas förbli stabil i denna fas i ytterligare flera miljarder år.
3. Red Giant Branch: När en huvudsekvensstjärna åldras börjar den tömma vätebränslet i dess kärna. Detta leder till en minskning av stjärnans inre tryck, vilket gör att kärnan drar ihop sig medan de yttre lagren expanderar och svalnar. Stjärnan går sedan in i den röda jättegrenen (RGB) i sitt liv och blir en röd jättestjärna. Under denna fas ökar stjärnans ljusstyrka och radie avsevärt.
4. Kärnkollaps och planetarisk nebulosa: När den röda jättestjärnan utvecklas ytterligare når den en punkt där den inte längre kan bära sin egen vikt mot gravitationskollaps. Stjärnans kärna kollapsar, medan de yttre lagren drivs ut i rymden och bildar ett vackert, glödande skal som kallas en planetarisk nebulosa. Återstoden av stjärnan, kärnan, blir en vit dvärg – ett hett och mycket tätt föremål ungefär lika stort som jorden.
5. Vit dvärg: Den vita dvärgen är det sista stadiet i utvecklingen av en sollik stjärna. Den består av den kollapsade kärnan av den ursprungliga stjärnan, som huvudsakligen består av kol och syre. Med tiden svalnar den vita dvärgen gradvis och bleknar till en svart dvärg – en kall, tät rest av det som en gång var en lysande stjärna.
