Charakterystyczne jest, że gwiazdy widoczne na niebie różnią się między sobą pod względem wielu cech. Można tu wyróżnić chociażby ich masę i jasność. Jasność gwiazd zawiera się w przedziale od jednej milionowej do nawet miliona jasności naszego Słońca. Różnice dotyczą zarówno gwiazd znajdujących się na innym etapie ewolucji, co jest zresztą zrozumiałe jak i tych, które osiągnęły ten sam poziom rozwoju.

Materiałem , z którego formują się gwiazdy jest materia międzygwiazdowa. Może ona przybierać formę obłoków lub występujących między obłokami rzadszych obszarów.

Jedną z postaci obłoków są tzw. ciemne obłoki zwane również obłokami molekularnymi. To właśnie one dają początek gwiazdom.

Gwiazda zaczyna powstawać, gdy duża ilość gazów materii międzygwiazdowej zaczyna się kurczyć pod wpływem własnego przyciągania grawitacyjnego. Zazwyczaj tworzy się wiele takich lokalnych zagęszczeń.

Obłok gazowy zaczyna się kurczyć, gdy zostanie przez niego spełnione tzw. kryterium Jansena. Kryterium to definiuje masę, gęstość i temperaturę takiego obłoku.

W takim kurczącym się obłoku gazowym dochodzi do coraz częstszych zderzeń atomów. Osiągają one coraz większe prędkości. Wobec tego musi dochodzić do podwyższania się temperatury. Takie kurczące się fragmenty materii międzygwiazdowej dają początek protogwiazdom. W końcowym etapie temperatura jest tak wysoka, że jądra wodoru po zderzeniu nie odbijają się już od siebie, ale dochodzi do ich łączenia w jądra helu. W reakcji te wydzielają się duże ilości ciepła. Na skutek tego gwiazda świeci. W momencie zapoczątkowania reakcji jądrowych protogwiazda staje się gwiazdą.

Na skutek dostarczania dodatkowego ciepła następuje wzrost ciśnienia gazu , aż staje się na tyle wysokie , że przyciąganie grawitacyjne zostaje zrównoważone. Dochodzi do zatrzymania kontrakcji obłoku.

Gwiazda wchodzi w okres równowagi między ciśnieniem , które jest podtrzymywane przez ciepło emitowane w wyniku reakcji jądrowych a przyciąganiem grawitacyjnym.

Przemiana wodoru w hel może zachodzić na drodze dwóch łańcuchów reakcji. Pierwszy to tzw. cykl p-p czyli protonowo - protonowy. Wydajność tego cyklu jest ściśle uzależniona od temperatury.

Drugi ciąg reakcji to cykl węglowo - azotowy (CNO). Zaangażowane w ten cykl są jądra węgla, azotu i tlenu.

W gwiazdach przejście z cyklu p - p na cykl CNO wiąże się ze wzrostem jej masy a więc i temperatury. Ponieważ cykl węglowo - azotowy jest jeszcze bardziej uzależniony od temperatury niż cykl protonowo - protonowy. Źródłem energii naszego Słońca nadal jest cykl p - p. Natomiast dla gwiazd o masach większych od masy Słońca dominuj proces CNO.

Gwiazda znajduje się już na etapie ciągu głównego. Ciąg główny to taki etap w życiu gwiazdy, kiedy czerpią one energię z reakcji jądrowych, a ich skład chemiczny jest jednorodny. Jest to niewątpliwie najdłuższy etap ewolucji stanowiący od 70 - 90 % jej życia.

Dla gwiazd o największych masach oznacza to około 2-3 milionów lat, natomiast np. dla Słońca to okres 10 miliardów lat.

W miarę jak w centrum gwiazdy wyczerpuje się wodór dochodzi do powolnego wzrostu rozmiarów i jasności gwiazdy. Natomiast gdy wodór w centrum skończy się wyznacza to moment zakończenia ewolucji na ciągu głównym.

Jądro takiej gwiazdy zbudowane jest z helu. Zaczyna się ono stopniowo kurczyć. Na skutek zmniejszenia objętości dochodzi do wzrostu jego temperatury. W tym samym czasie otoczka gwiazdy zaczyna zwiększać swoje rozmiary. Niewielkie ilości wodoru pozostały jeszcze w pobliżu jądra i właśnie tam teraz odbywa się jego spalanie. Na skutek rozszerzania się otoczki gwiazdy następuje spadek jej temperatury. Gwiazda przekształca się w podolbrzyma, a następnie w olbrzyma. To co się z nią dalej stanie zależy od masy, która miała na początku.

I tak jeśli była to gwiazda małomasywna, czyli o masie mniejszej od 2.5 mas Słońca to na skutek dużej gęstości kurczącego się jądra helowego proces zmniejszania objętości zostaje spowolniony. Gwiazda wędruje na diagramie H-R wzdłuż gałęzi czerwonych olbrzymów. Niska temperatura powierzchniowych warstw gwiazdy doprowadza do rozpoczęcia procesu konwekcji., która rozciąga się na całą otoczkę. Gdy wzrost masy jądra helowego będzie na poziomie 0.5 masy Słońca to temperatura jego wnętrza będzie na tyle wysoka aby doszło do rozpoczęcia reakcji spalania helu. Wzrost temperatury nie powoduje jednak wzrostu ciśnienia, ale za to następuje przyspieszenie szybkości reakcji spalania helu. To w dalszym ciągu podwyższa temperaturę. Na pewnym jej poziomi dochodzi do tzw. błysku helowego . Potem zaczyna się proces kurczenia otoczki i gwiazda przechodzi na gałąź horyzontalną.

W drugim przypadku, jeśli masa jądra helowego będzie mniejsza od 0.5 masy Słońca to do błysku nie dochodzi. Po wyczerpaniu się paliwa gwiazda przekształca się w białego karła. Następnie staje się zimnym, całkowicie nieaktywnym czarnym karłem.

Inaczej wygląda ciąg ewolucyjny gwiazd masywnych, o masach większych od 8 mas Słońca. Spokojnie wypala się najpierw hel , a później węgiel. Druga reakcja trwa stosunkowo krótko. Dzieje się tak dlatego, ponieważ w jądrze zachodzą reakcje, w których powstają duże ilości neutrin. Cząstki te zabierają duże ilości energii emitowanej w reakcjach jądrowych. Gwiazda stara się uzupełnić te ubytki energetyczne i przyspiesza reakcję spalania paliwa. Gdy dojdzie do wyczerpania węgla w jądrze pozostają tylko produkty jego spalania czyli magnez i neon, oraz tlen. Po osiągnięciu odpowiednio wysokiej temperatury zaczyna się spalanie tlenu. W wyniku tych reakcji powstają duże ilości krzemu. I znowu po podwyższeniu temperatury rozpoczyna się jego spalanie. W tym czasie trwa jeszcze spalanie resztek poprzedniego paliwa, czyli m.in. węgla i tlenu. Odbywa się to w warstwach otaczających jądro. W reakcjach spalania krzemu powstają atomy pierwiastków z grupy żelaza, które teraz budują jądro gwiazdy. Niestety pierwiastki te nie mogą być już źródłem żadnych reakcji, w wyniku których wydzielałoby się ciepło. Rozpoczyna się zapadanie jądra i w konsekwencji prowadzi to do wybuchu supernowej typu II.

W rezultacie wybuchu tworzy się gwiazda neutronowa, która trwa przez bardzo długi okres czasu jako tzw. pulsar. Natomiast w wyniku eksplozji gwiazd o największych masach tworzą się obiekty zwane czarnymi dziurami.

Na koniec warto się zastanowić jak przebiegała ewolucja składu chemicznego materii w trakcie rozwoju Wszechświata. Mianowicie do powstania dwóch najczęściej spotykanych pierwiastków czyli wodoru i helu doszło już w pierwszych minutach istnienia Wszechświata. Natomiast wszystkie ciężkie pierwiastki są efektem reakcji jądrowych przebiegających we wnętrzach gwiazd.

W pierwszym okresie istnienia Wszechświata dochodziło do powstania tzw. gwiazd trzeciej populacji. Ich składnikami był tylko hel i wodór. To właśnie w nich doszło do syntezy cięższych pierwiastków, które następnie dostały się do materii międzygwiazdowej. Co ciekawe takie procesy trwają nadal i ciągle będą się powtarzać.