Energia gwiazd pochodzi z procesu syntezy jądrowej, czyli zamieniania lekkich pierwiastków w cięższe. W reakcjach tych oprócz owych ciężkich pierwiastków produkowana jest ogromna liczba neutrin, które opuszczają gwiazdę i udają się w przestrzeń międzygwiazdową. Część z owych neutrin dociera do Ziemi i może być na niej wykrywana. Oczywiście na Ziemi najłatwiej wykryć neutrina pochodzące ze Słońca, gdyż jest ono najbliższą naszej planecie gwiazdą, a co za tym idzie strumień neutrin pochodzących z niego jest najbardziej intensywny. Oczywiście wszystkie inne gwiazdy we Wszechświecie są równie wydajnymi producentami neutrin. Dodatkowo istnieje jeden moment w życiu niektórych gwiazd, gdy produkują one neutrina z intensywnością przekraczającą sumaryczną produkcję neutrin wszystkich pozostałych gwiazd w całej galaktyce. Momentem tym jest śmierć gwiazdy, wybuch supernowej.
Życie gwiazd zależy przede wszystkim od ich mas. Bardziej masywne gwiazdy szybciej spalają dostępne paliwo jądrowe i szybciej kończą swój żywot. Gwiazdy rodzą się w obłokach gazowo-pyłowych, które znajdują się w galaktyce. Dzięki sile grawitacji niewielkie fluktuacje zagęszczeń materii wewnątrz takich obłoków rosną z czasem, aż w końcu stają się na tyle masywne i gęste, że w ich wnętrzu zaczynają zachodzić procesy syntezy jądrowej (zamiany lżejszych pierwiastków w cięższe). Wyzwalana w tym procesie energia zapobiega dalszemu zapadaniu się zagęszczenia materii. Powstaje nowa gwiazda.
Materia, która utworzyła nową gwiazdę, to przede wszystkim wodór. I to on pierwszy ulega syntezie jądrowej w tzw. procesie pp, pep lub CNO. Natężenie owych procesów zależy od temperatury, jaka panuje w gwieździe, a ta z kolei zależy od jej masy. Dla mniej masywnych gwiazd dominuje cykl pp, dla bardziej masywnych CNO. Oba te cykle prowadzą do przemiany wodoru w hel. Kiedy zasoby wodoru w gwieździe wyczerpują się, znaczącą rolę zaczynają odgrywać reakcje syntezy cięższych pierwiastków. W czasie każdego z owych procesów wydzielana jest energia, która wystarczająca jest dla zapewnienia gwieździe stabilności. W miarę upływu czasu tworzone są w gwieździe coraz cięższe pierwiastki. Ostatnim pierwiastkiem, który może być utworzony w wyniku syntezy, jest żelazo. Synteza cięższych pierwiastków jest energetycznie niekorzystna. Znaczy to tylko tyle, że w czasie ich syntezy jest pochłaniana, nie zaś wydzielana energia. Nie wszystkie gwiazdy przechodzą przez cały cykl syntezy. Lżejsze gwiazdy mają masę niewystarczającą do tego, aby w wyniku kurczenia się wywrzeć na swoje jądro wystarczające ciśnienie, wymagane dla syntezy cięższych pierwiastków. Takie gwiazdy kończą swój żywot po wypaleniu najcięższego z możliwych substratów syntezy. Po dokonaniu tego gwiazdy te powoli stygną zamieniając się w białe i brązowe karły. Część z nich dodatkowo odrzuca swoją zewnętrzną otoczkę, która przybiera formę malowniczej tzw. mgławicy planetarnej.
W przypadku gwiazd znacznie cięższych od Słońca w gwieździe palone są wszystkie pierwiastki aż do żelaza, a jej śmierć następuje poprzez wybuch supernowej. Wybuch ten powoduje rozerwanie gwiazdy i wyrzucenie większości jej materii w przestrzeń międzygwiazdową. Część materii, stanowiąca pierwotnie jądro gwiazdy i związana siłami grawitacji, zostaje po wybuchu skupiona w niewielkim obszarze tworząc obiekt zwany gwiazdą neutronową. Obiekt ten ma rozmiary rzędu 10-15 kilometrów i masę 1-3 mas Słońca! Jest więc niezwykle gęsty. Właściwie jest on ogromnym jądrem atomowym składającym się z samych neutronów.
Czasami, jeśli masa umierającej gwiazdy była dostatecznie duża, po wybuchu supernowej nie powstaje gwiazda neutronowa, a najbardziej egzotyczny obiekt znany współczesnej fizyce – czarna dziura.
Wszystkie gwiazdy, we wszystkich stadiach swojej ewolucji są wydajnymi producentami neutrin. Aby dowiedzieć się więcej przeczytaj: