La vida de una estrella es una lucha constante contra la fuerza de la gravedad. La gravedad funciona constantemente para tratar de hacer que la estrella colapse. El núcleo de la estrella, sin embargo, es muy caliente, lo que crea presión dentro del gas. Esta presión contrarresta la fuerza de la gravedad, colocando la estrella en lo que se llama equilibrio hidrostático. Una estrella está bien siempre que la estrella tenga este equilibrio entre la gravedad que tira de la estrella hacia adentro y la presión empujando la estrella hacia afuera.
Durante la mayor parte de la vida de una estrella, el calor interior y la radiación son proporcionados por reacciones nucleares en el núcleo de la estrella. Esta fase de la vida de la estrella se llama la secuencia principal.
Antes de que una estrella alcance la secuencia principal, la estrella se contrata y su núcleo aún no es lo suficientemente caliente o denso como para comenzar las reacciones nucleares. Entonces, hasta que alcance la secuencia principal, el soporte hidrostático es proporcionado por el calor generado a partir de la contracción.
En algún momento, la estrella se quedará sin material en su núcleo para esas reacciones nucleares. Cuando la estrella se queda sin combustible nuclear, llega al final de su tiempo en la secuencia principal. Si la estrella es lo suficientemente grande, puede pasar por una serie de reacciones nucleares menos eficientes para producir calor interno. Sin embargo, eventualmente estas reacciones ya no generarán suficiente calor para soportar la estrella contra su propia gravedad y la estrella colapsará.
