在恆星誕生之初，因重力而聚集的雲氣逐漸的向內收縮，直到本身有紅外線的輻射後才暫時停止。形成了一個無光亮的核心，質量約是十分之一的太陽質量，1000倍的太陽直徑，這個階段大約要花三千年的時間收縮，直到它內部發熱使得塵埃蒸發為止。到了氫原子被離子化之時，它的核心變成透明而黯淡的。整個收縮的現象持需了約十到三十年左右，到了核心有對流的現象產生時，它的半徑約是3~5倍的太陽半徑，而表面溫度是3000K。此階段的恆星發出紅外光和可見光波長範圍的輻射，但可見光為塵埃所遮蔽，只有在紅外光的波長才有辦法觀察。

核心的增長過程約花費十萬到一百萬年之久，這個階段的過程持續到外殼的物質被耗盡，或是被恆星風的粒子所吹散為止。中質量的星體（0.8-11倍的太陽質量）要過了十萬到一千萬年的時間才會收縮成所謂的主序星。11倍太陽質量以上的恆星就直接進入了主序帶，跳過了青少年期。

低或中質量的星球約花費80%~90%的時間在主序帶中，而在這個過程之中，大部份的氫都融合成了氦。在這時，核心的溫度太低，以至於暫時無法開發核反應的下一個來源。同時，在外層的氫以更快的速率反應，造成了恆星的外殼擴張至100~1000個太陽直徑的大小，形成了紅巨星。

在紅巨星期的最後，核心的溫度升高至氦可以融合成氧和碳。在2.3倍太陽質量的恆星之中，核心的氦以極快的速度開始燃燒，已起了所謂的氦閃(helium flash)。當這發生時，在外殼的氫燃燒的速率降了下來，造成了光度的下降。相反的，在2.3~11太陽質量的恆星之中，氦的反應以較平緩的方式開始。當氦在中或小質量恆星的核心中燃燒時，氫仍在外層反應，這提供的恆星大部份的亮度。燃燒氦的階段約佔主序帶時期的10%~25%。以0.8~11被太陽質量開始的恆星，在當氦耗盡時，形成了碳和氧所組成的核心，而氫和氦仍在外殼中燃燒，這時恆星已膨脹到幾百倍的太陽直徑，超過了地球軌道的半徑。這時表面的溫度是3000K。這時的恆星被稱為”Asymptotic giant branch” (AGB)，原因是因為它在HR圖上的軌跡像漸進線一般。

約97%的恆星要花費150億年的時間才會變成AGB型的星，在AGB型的星中得核反應產生了宇宙中至少一半的碳和其他的重元素，例如錫、鎘、鉛和它們的同位素。經由觀測的結果得知，AGB期的恆星約以200~600的週期噴發，由此它們失去了本身的物質。經由產生氣體的微塵，恆星得以有效率的冷卻分子雲。而噴發出的重元素成了下一代恆星的基本物質。

在AGB期的幾百年後，低質量的恆星把它含氫的外殼吹散。隨著剩餘的殘骸快速的收縮，表面的溫度將提高至10萬K。在如此的高溫之下，垂死的星求由表面發射出強烈的紫外光和低能量的X光。輻射線激發氣體中的分子和原子，使得這些粒子發出光線，形成了所謂的行星狀星雲。

在最終時，在行星狀星雲中恆星的餘燼，停止了氫的核反應，形成了白矮星。在白矮星之中，被重力所壓縮的物質由電子的簡併壓力所平衡。典型的白矮星約有地球的大小。理論上銀河系約有100億個白矮星，但是我們只看的到600光年內的白矮星，例如天狼星和南河三的伴星。

大質量的恆星有著不同的演化過程。以11~15被太陽質量開始的恆星在短暫的主序帶期之後，也形成碳-氧的核心。但是核心並不退化，可以持續收縮到另一組反應開始，產生了氖和氧。接連著氖-氧的核心收直到氖的核反應點燃為止。而收縮-加熱-點燃的循環會一直進行產生鐵的核心為止。因為要產生更重的元素需要更多的能量，所以鐵的核心無法成為核反應的來源。

當氫元素在外層中燃燒時，鐵核在核心中增長，直到核心的質量超過了Chadrasekhar限制-白矮星的最高質量。則核心會開始塌陷，核心內的鐵則因重力位能分解成氦。氦則分解成中子的碎片，形成了中子星。

核心塌陷的時間止持續了0.1秒，而且幾乎所有重力位能(約有10⁵³erg)都轉換成微中子。微中子在核心塌陷後的十秒後從核心逸散，以近光速的速度穿透了恆星的其他部份，飛散到宇宙之中。而核心塌陷所放出的巨大能量和動量把外層的物質以高速吹散到宇宙之中。1987年時天文學家就目擊了大麥哲倫星雲中的超新星爆炸。這是一個Type II的超新星，這種超新星約以100億到1000億太陽亮度發光約數週之久。約在30年前，天文學家以無線電發現了由超新星所產生的中子星。而中子星會以旋轉的方式發射出無線電波來，所已被命名為”pulsar”，中文為脈動電波星。