Pomiędzy poszczególnymi gwiazdami istnieją ogromne różnice. Dotyczą one przede wszystkim ich mas oraz jasności. Przedział jasności gwiazd wynosi od jednej milionowej do nawet miliona jasności naszego Słońca. Zjawisko to dotyczy zarówno gwiazd na innym etapie ewolucji jak i tych, które osiągnęły ten sam poziom ewolucyjny. Różnica będzie widoczna przy porównaniu wielu parametrów.

Wszystkie gwiazdy formują się z gazowo - pyłowej materii międzygwiazdowej. Gaz może występować albo w postaci zagęszczeń tworzących obłoki, albo w postaci rozrzedzonych ośrodków.

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

W takich ośrodkach tworzą się lokalne centra w których zaczyna się proces kurczenia. Dzieje się tak po spełnieniu przez obłok tzw. kryterium Jansena. Dotyczy ono temperatury, masy i gęstości obłoku.

Po pewnym czasie następuje rozpad kurczącego się obłoku na mniejsze elementy. One nadal się kurczą i dają początek protogwiazdom.

W dalszym etapie ewolucji protogwiazdę przez pewien czas otacza kokon z obłoku. W dalszym ciągu protogwiazda kurczy się, a źródłem jej energii jest kontrakcja grawitacyjna. Przez cały ten czas rośnie temperatura gwiazdy, aż dochodzi do takiej wartości, że może zostać zapoczątkowany proces przemiany wodoru w hel.

Wtedy zostaje przerwany proces kontrakcji gwiazdy. 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.

Dla masywnych obłoków po pewnym czasie następuje przejście protogwiazdy w gwiazdę ciągu głównego, cechującą się już pełną stabilizacją. Jednak kokon, który ją otacza przez pewien czas jeszcze nie zanika.

Nowopowstałą gwiazda emituje duże ilości promieniowania , które powoduje jonizację kokonu. Natomiast wiatry związane z gwiazdą powodują rozpraszanie tego obłoku. Wkrótce potem gwiazda przestaje zwiększać swoją masę.

Natomiast w przypadku gwiazd o mniejszych masach sytuacja wygląda trochę inaczej. Nawet po ustaniu kolapsu obłoku gwiazda nie wchodzi jeszcze w ciąg główny ewolucji, ale znajduje się na prawo od niego. Podążając ku ciągowi głównemu takie gwiazdy ciągle się kurczą.

W ciągu głównym gwiazdy spędzają od 70 - 90 % życia. Źródłem energii na tym etapie są reakcje jądrowe. Gwiazda w ciągu głównym charakteryzuje się także jednorodnością składu chemicznego. Znaczy to, że jest on taki sam w całej masie gwiazdy.

Dla gwiazd o największych masach ciąg główny trwa 2-3 milionów lat. Dla Słońca prawdopodobnie wynosi 10 miliardów lat.

W miarę jak dochodzi do wyczerpywania się wodoru w centrum gwiazdy dochodzi do powolnego zwiększania jej objętości i jasności. Koniec ewolucji w ciągu głównym wyznaczony jest przez moment, kiedy dojdzie do całkowitego wypalenia się wodoru w centrum gwiazdy. Wtedy zaczyna się proces kurczenia helowego jądra. Powoduje to wzrost jego temperatury. W tym samym czasie otoczka jądra zwiększa swoją objętość. Powoduje to obniżanie się temperatury gwiazdy. Gwiazda w ciągu ewolucji przesuwa się w kierunku podolbrzyma, a następnie olbrzyma.