Alles Eisen in deinem Blut, das Calcium in deinen Knochen, der Kohlenstoff in jedem Molekül deines Körpers — bis auf den Wasserstoff — ist im Inneren eines Sterns hergestellt und beim Tod dieses Sterns wieder ausgestoßen worden. Der Wasserstoff selbst ist älter noch: gemacht in den ersten drei Minuten nach dem Urknall. Die stellare Nukleosynthese ist der Ursprung des Periodensystems jenseits von H und He. Carl Sagans Formel — wir sind aus Sternenstaub gemacht — ist keine Metapher; sie ist eine tragende Aussage der Kernastrophysik. Cecilia Paynes Harvard-Dissertation von 1925 zeigte, dass die Sonne überwiegend aus Wasserstoff und Helium besteht; das Ergebnis wurde anfangs von älteren Kollegen abgelehnt, die darauf beharrten, die Sonne müsse der Erde in ihrer Zusammensetzung gleichen — später war es allgemein anerkannt. Bis 1939 hatte Hans Bethe die Proton-Proton-Kette und den CNO-Zyklus ausgearbeitet.
Das nützlichste einzelne Diagramm der Sternphysik ist das Hertzsprung-Russell-Diagramm: Trägt man die Leuchtkraft gegen die Oberflächentemperatur auf, tritt die Struktur des stellaren Lebens hervor. Die meisten Sterne ballen sich auf einer Hauptreihe, die unten rechts bei kühlen Roten Zwergen beginnt und oben links bei heißen Blauen Riesen endet; dort fusionieren sie den größten Teil ihres Lebens Wasserstoff zu Helium. Abseits der Hauptreihe sitzen Rote Riesen, Weiße Zwerge und Überriesen. Wo ein Stern steht, entscheidet seine Masse — und die Masse bestimmt zugleich das Tempo der Entwicklung: L ∝ M^3,5, also brennt ein Stern mit doppelter Sonnenmasse rund zehnmal schneller und lebt etwa fünfmal kürzer. Ein Roter Zwerg von 0,5 M_⊙ lebt etwa 100 Milliarden Jahre — länger, als das Universum bisher alt ist; an Altersschwäche ist noch kein Roter Zwerg gestorben. Das Endstadium hängt an der Masse. Massearme Sterne (~0,08 bis ~8 M_⊙, die Sonne eingeschlossen) brennen Wasserstoff auf der Hauptreihe, schwellen zum Roten Riesen, wenn der Kernwasserstoff verbraucht ist, brennen Helium über den Tripel-Alpha-Prozess zu Kohlenstoff, werfen die Hülle als planetarischen Nebel ab und enden als Weißer Zwerg, getragen vom Entartungsdruck der Elektronen. Massereichere Sterne (~8 bis ~25 M_⊙) treiben die Fusion über Kohlenstoff weiter durch Neon, Sauerstoff, Silizium, bis der Kern aus Eisen besteht und aus der Fusion keine Energie mehr gewonnen werden kann. Der Kern kollabiert in Sekunden; die äußeren Schichten werden in einer Kernkollaps-Supernova abgesprengt; übrig bleibt ein Neutronenstern, ~1,4 M_⊙ in einem Radius von rund 12 km. Sterne oberhalb von ~25 M_⊙ kollabieren weiter zu stellaren Schwarzen Löchern. Der LIGO-Nachweis GW150914 von 2015 war die erste direkte Beobachtung solcher Objekte.
Mit JWSTs tiefen Aufnahmen rückt die Ära der ersten Sterne in Reichweite — Population III, hypothetisch extrem metallarme Sterne aus dem unberührten Gas der Nach-Urknall-Zeit; bis 2024 gibt es andeutende Hinweise in Galaxienspektren bei z > 6, aber kein einzelner Pop-III-Stern ist bisher aufgelöst. Die Multi-Messenger-Astronomie — Gravitationswellen-Detektoren gekoppelt mit elektromagnetischer Nachverfolgung — hat die Physik des Sternkollapses von der Inferenz zur direkten Beobachtung gebracht. Die Verschmelzung zweier Neutronensterne GW170817 von 2017, zuerst als Gravitationswellen und dann zwei Monate lang über das gesamte elektromagnetische Spektrum beobachtet, ist das am gründlichsten dokumentierte astrophysikalische Ereignis überhaupt. Die Asteroseismologie — Oberflächenschwingungen, die das Sterninnere kartieren — wurde durch die Daten von Kepler und TESS verwandelt und vermisst inzwischen Tausende naher Sterne mit beispielloser Präzision. Die Sternphysik ist die Brücke von der Teilchenphysik zur Chemie: ohne stellare Nukleosynthese gibt es weder Kohlenstoff noch Sauerstoff, weder Calcium noch Eisen.