Gwiazdy mają bardzo różne rozmiary, masy i temperatury. Tak zróżnicowane właściwości tych ciał niebieskich, a także ich ewolucja, są uwarunkowane przede wszystkim początkową masą oraz, w mniejszym stopniu, składem chemicznym. Im masywniejsza gwiazda w chwili powstania, tym krótsze jest jej życie (bo szybciej zachodzą w niej przemiany termojądrowe) i tym efektowniejsza jest jej "śmierć". Przedstawione poniżej schematy ewolucji dotyczą gwiazd nieznajdujących się w ciasnych układach podwójnych z transferem masy, a więc zmieniających swe właściwości niezależnie od otoczenia.
Wszystkie gwiazdy powstają w podobny sposób, poprzez samoistne zapadnięcie się (kolaps grawitacyjny) fragmentu obłoku gazu. Takie obłoki, nazywane obłokami molekularnymi, utworzone są niemal w całości z dwóch gazów - wodoru i helu. Są one bardzo zimne (ich temperatura wynosi nieco powyżej 10 K), a znajdująca się w nich materia nie jest rozłożona równomiernie. W takim obłoku, na skutek jakiegoś bodźca zewnętrznego, np. wybuchu pobliskiej supernowej i powstałej fali uderzeniowej, materia zaczyna się w niektórych miejscach zagęszczać i dzielić na coraz mniejsze fragmenty (gwiazdy najczęściej powstają w grupach). Powstają kuliste protogwiazdy, które kurczą się tak długo, aż temperatura, gęstość i ciśnienie w ich wnętrzu wzrosną na tyle, by zaczęły tam zachodzić reakcje syntezy termojądrowej - podstawowe źródło światła gwiazd. Reakcje te to głównie przemiana wodoru w hel - cztery jądra wodoru (protony) łączą się w złożonym cyklu (protonowym lub CNO), by utworzyć jądro helu. (dwa protony i dwa
neutrony).
Reakcje
termojądrowe
zachodzą w samym środku gwiazdy, dopóki starcza na to paliwa. To właśnie dzięki tym reakcjom gwiazdy są stabilne przez dłuższy czas - ciśnienie promieniowania równoważy napór
warstw zewnętrznych. Gwiazda jest w równowadze hydrostatycznej i nie zapada się sama w sobie, jak chciałaby tego grawitacja. Najlżejsze i najpowszechniejsze we Wszechświecie gwiazdy, czerwone karły o masach poniżej połowy masy Słońca, spalają swój wodór tak wolno, że od początku istnienia Wszechświata (13,7 miliarda lat) jeszcze żadnemu z nich to paliwo się nie skończyło. Końcowe fazy ewolucji czerwonych karłów można rozważać wyłącznie teoretycznie, modelując je na komputerze. Prawdopodobnie będą powoli kurczyć się i wygasać, stając się w końcu zbudowanymi z helu zimnymi czarnymi karłami. Ewolucja gwiazd ważących początkowo od 0,8 masy Słońca do około 8 mas Słońca, przebiega podobnie jak dla Słońca. Zapasy wodoru starczają tam najwyżej na kilkanaście miliardów lat (dla Słońca około 10). Gdy się skończą środek gwiazdy zapada się do bardzo gęstego i gorącego jądra złożonego głównie z helu, a warstwy zewnętrzne ekspandują, przez co gwiazda staje się czerwonym olbrzymem. Następnie w jądrze przez krótki czas palony jest hel, z którego powstaje węgiel, po czym reakcje jądrowe ustają. Intensywny wiatr gwiazdowy wypycha warstwy zewnętrzne i powstaje mgławica planetarna. Po kilkunastu tysiącach lat mgławica się rozwiewa i po gwieździe zostaje bardzo gorące i zwarte jądro materii zdegenerowanej, złożone głównie z węgla (czasem z dodatkiem tlenu i innych pierwiastków) - biały karzeł. Ten nie produkuje już energii, lecz stygnie i w przyszłości, po dziesiątkach miliardów lub wręcz bilionach lat, jego temperatura zrówna się z temperaturą otoczenia i stanie się czarnym karłem. Tu znów, podobnie jak w przypadku czerwonych karłów, ten etap życia gwiazd jest znany jedynie z modeli teoretycznych.
Losy masywniejszych gwiazd (o masie początkowej powyżej 8 mas Słońca) są bardziej burzliwe, a ich życie jest dużo krótsze. W ich wnętrzach panują wyższe temperatury i spalanie wodoru w hel, odbywające się praktycznie wyłącznie w cyklu CNO, przebiega tam znacznie
szybciej. Co więcej, w miarę wypalania się lżejszych pierwiastków, możliwa staje się synteza coraz cięższych, co podtrzymuje wewnętrzną stabilność gwiazdy. Na początku, po wypaleniu się wodoru w samym centrum, w masywnych gwiazdach, podobnie jak w tych lżejszych zachodzi reakcja fuzji trzech jąder helu w węgiel. Niektóre z tych obiektów przechodzą wtedy etap czerwonego nadolbrzyma - największych znanych gwiazd we Wszechświecie. Gdy w centrum ciężkiej gwiazdy wypali się również i hel, procesy termojądrowe się nie zatrzymują, jak to miało miejsce w tych mniej masywnych. Jądro kurczy się, temperatura wzrasta i z węgla powstaje tlen, neon, sód i magnez. W niektórych gwiazdach o początkowej masie 8-11 mas Słońca synteza na tym się kończy i po odrzuceniu otoczki powstaje nietypowy biały karzeł zawierający te właśnie pierwiastki.
Przy masach początkowych powyżej 11 mas Słońca jądro ulega dalszej kontrakcji i zaczynają się nowe reakcje termojądrowe. W kolejnych, coraz krócej trwających etapach, najpierw spalany jest neon, później tlen, krzem, siarka i tak dalej, aż do jąder zawierających żelazo. Wtedy reakcje termojądrowe ustają, ponieważ dalsze reakcje byłyby już niekorzystne energetycznie (wymagałoby to wkładu dodatkowej energii). Zatrzymanie reakcji jądrowych na żelazie oznacza, że zanika ciśnienie promieniowania, które wcześniej przeciwdziałało dalszej kontrakcji. Gwiazda gwałtownie się zapada i kilka
sekund
wystarcza,
by
nastąpił
wybuch
supernowej (zazwyczaj typu II) - odrzucenie z ogromną prędkością zewnętrznych warstw gwiazdy. Wysoka temperatura i szybki wzrost rozmiarów powstałej chmury skutkują nagłym pojaśnieniem obiektu, co na niebie wygląda jak pojawienie się nowej, bardzo jasnej gwiazdy. Eksplozje te są głównym mechanizmem rozprzestrzeniania się w kosmosie wszystkich pierwiastków cięższych niż tlen. Dalszy los jądra, będącego pozostałością po supernowej, zależy od pierwotnej masy gwiazdy (a co za tym idzie także od masy samego jądra). Te trochę lżejsze, ważące początkowo najwyżej kilkanaście mas Słońca, kończą życie jako gwiazdy neutronowe zbudowane z niezwykle gęstej materii zdegenerowanej. W przypadku cięższych
gwiazd,
o
masach
początkowych
większych niż kilkanaście mas Słońca jądro zapada się do czarnej dziury.