Gwiazda to wielka kula gazowa ogrzewana przez reakcje termojądrowe zachodzące w jej jądrze. Ogromna ilość powstałej tam energii przenika wewnętrzne warstwy gwiazdy i opuszcza jej powierzchnię jako ciepło i światło. Tworzywem, z którego powstają gwiazdy, jest rozproszona materia międzygwiazdowa, występująca w postaci obłoków wewnątrz galaktyk.
Chmury materii międzygwiazdowej nie mają na ogół budowy jednorodnej. Przy pewnym stopniu koncentracji obłoku, dzięki grawitacji następuje dalsze kurczenie się tego wstępnie skoncentrowanego obłoku. Kurczenie to nazywa się kontrakcją. W miarę jej postępowania, wzrasta gęstość centralna i temperatura wewnątrz protogwiazdy, maleje więc energia grawitacyjna, na rzecz energii termicznej. Wreszcie temperatura staje się tak wysoka, że rozpoczynają się w rdzeniu gwiazdy samorzutne reakcje termojądrowe – zamiana wodoru w hel, które wpływają na dalszy wzrost temperatury rdzenia gwiazdy: następuje jądrowy „samozapłon” rdzenia. W tym momencie proces kurczenia się trwający w zależności od masy (od 100tys. do miliardów lat) ustaje i mówimy, że gwiazda osiągnęła swój wiek zerowy. Gwiazda zaczyna świecić.
Rozpalające się młode gwiazdy świecą początkowo światłem czerwonym. Później następuje najdłuższy etap w ich życiu, mianowicie spalanie wodoru w warstwach centralnych trwające około 13 miliardów lat dla karłów takich jak Słońce lub zaledwie 20 milionów lat dla gwiazd dziesięciokrotnie masywniejszych.
W miarę starzenia się gwiazdy w dalszym ciągu zużywa się w jej rdzeniu wodór, który, jak wiemy, ulega stałej zamianie w hel. Zmienia się zatem skład chemiczny rdzenia i wzrasta masa cząsteczkowa – cząstek jest mniej, ale są bardziej masywne. Wpływa to bezpośrednio na wzrost temperatury rdzenia. Wydajność procesów termojądrowych w rdzeniu gwiazdy zależy od temperatury. Im wyższa temperatura tym gwiazda silniej promieniuje i staje się jaśniejsza, ale również jej otoczka, czyli fotosfera zwiększa się. W następstwie tego, temperatura powoli opada.
W następnej fazie ewolucji, gwiazda znajdzie się w momencie, gdy zawartość wodoru w jej rdzeniu spadnie poniżej określonego minimum. Rdzeń składa się wtedy prawie wyłącznie z helu, a reakcje termojądrowe odbywają się tylko w cienkiej warstwie bezpośrednio przylegającej do rdzenia. W tym czasie gwiazda składa się z małego jądra zbudowanego z helu oraz cienkiej warstwy wodorowej, w której zachodzą reakcje jądrowe, a wreszcie sięgającej do powierzchni otoczki wodorowej. Następnie, wnętrze gwiazdy kurczy się, a zewnętrzna otoczka rozszerza. Jest to proces bardzo szybki i w zależności od masy trwa jedynie od 100 tysięcy do 100 milionów lat.
Brak reakcji termojądrowej w rdzeniu stanowi istotne zakłócenie równowagi gwiazdy. Rdzeń gwiazdy pozbawiony źródła energii wewnętrznej zapada się. Następuje jego kontrakcja, która przebiega inaczej u gwiazd masywnych, a inaczej u gwiazd o mniejszej masie. Masywna gwiazda „zużywa paliwo” czasami przez milion lat i staje się czerwonym olbrzymem lub nadolbrzymem. Ich rozmiary zwiększają się kilka lub kilkadziesiąt razy podczas gdy temperatura powierzchniowa maleje. Jądro stale się kurczy, aż w pewnym momencie osiąga temperaturę około 100 milionów stopni i rozpoczyna się kolejny cykl reakcji jądrowych – zamiana helu w węgiel.
Gwiazdy o masach mniejszych po wypaleniu helu w jądrze, szybko spalają wodór i hel w kolejnych warstwach, aż w pewnym momencie następuje gwałtowne wyrzucenie warstw zewnętrznych i rozpoczyna się faza mgławicy planetarnej. Wyrzucona materia w ciągu kilkudziesięciu tysięcy lat rozprasza się w przestrzeni, a w centrum pozostaje mała gorąca gwiazda, która stygnąc, staje się białym karłem.
Gwiazdy o masach większych, po wypaleniu helu w jądrze, również zwiększają swoją jasność, lecz ich warstwy centralne stale się kurczą. W pewnej chwili, następuje zapalenie się znajdującego się w centrum węgla i obserwujemy gwałtowny wybuch supernowej. Gwiazda wyrzuca w przestrzeń większość materii, z której jest zbudowana i pozostaje z niej mała gwiazda neutronowa. W ten sposób powstają pulsary, będące pozostałością po supernowej.
Gwiazdy bardziej masywne mogą spokojnie zamieniać węgiel na tlen w kolejnych reakcjach jądrowych, a następnie w coraz cięższe pierwiastki, aż do żelaza i niklu włącznie. Ich ewolucja odbywa się bardzo szybko i również, jak w przypadku poprzednim, następuje gwałtowna eksplozja, wywołana zapadaniem się jądra żelazo-niklowego. Obserwujemy wówczas gigantyczny wybuch, po którym cała gwiazda się rozpada albo pozostaje z niej tak zwana „czarna dziura” o gęstości jeszcze większej niż gwiazda neutronowa. Obiekt ten ma na powierzchni tak dużą prędkość ucieczki, że nawet światło nie może jej opuścić. Dlatego izolowanych czarnych dziur nigdy nie można zaobserwować.
Zmiany ewolucyjne w gwiazdach zachodzą tak powoli, że w ciągu życia ludzkiego nie możemy ich zaobserwować.