Pomiędzy gwiazdami obserwowanymi na niebie zachodzą ogromne różnice. Nawet gwiazdy, które są na tym samym etapie ewolucji lecz charakteryzują się inna masą będą różniły się wieloma parametrami.
Początkiem wszystkich gwiazd jest materia międzygwiazdowa składająca się z gazów oraz pyłów. Gaz materii międzygwiazdowej może występować w dwóch postaciach. Albo jest to obszar o stosunkowo dużej gęstości albo rozrzedzony i zjonizowany ośrodek.
Te gęste obłoki mogą z kolei składać się z trzech różnych składników. Mogą to być obłoki zjonizowanego wodoru, albo obłoki wodoru cząsteczkowego lub tzw. obłoki molekularne.
W obłokach molekularnych właśnie występują wcześniej wspomniane drobiny pyłów oraz rozmaite cząsteczki.
W pewnym momencie pod wpływem nieznanego jeszcze impulsu taki obłok zaczyna się kurczyć. Aby taki proces został zapoczątkowany obłok musi mieć dostatecznie niską temperaturę oraz odpowiednio dużą masę i gęstość- musza spełniać tzw. kryterium Jeansa.
W trakcie kurczenia obłoki rozpadają się na mniejsze części, które nadal się kurczą. Z takich kurczących się fragmentów powstają protogwiazdy.
W dalszym etapie ewolucji protogwiazda prze pewien czas otoczona jest przez warstwy obłoku. W dalszym ciągu postępuje proces kurczenia się protogwiazdy. Źródłem jej energii jest kontrakcja grawitacyjna. Cały czas następuje wzrost temperatury gwiazdy i w pewnym momencie jest ona na tyle wysoka, 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. Źródłem energii naszego Słońca nadal jest cykl p - p. Natomiast dla gwiazd o masach większych od masy Słońca dominuj proces CNO.
Po pewnym czasie gdy obłok jest wystarczająco masywny następuje przekształcenie protogwiazdy w gwiazdę ciągu głównego, cechującą się już pełną stabilizacją. Warstwy obłoku ja otaczające przez pewien czas jeszcze nie zanikają. Natomiast gdy sytuacja dotyczy gwiazd o mniejszych masach to nawet po zaniknięciu 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.
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.
