Yıldız evrimi, bir yıldızın yaşamı gözlenerek anlaşılamaz. Yıldızlarla ilgili değişiklikler belki yüzyılların üzerinde çok yavaş gerçekleşir. Bunun yerine astrofizikçiler yıldızların evrimini anlayabilmek için, yaşamlarının farklı noktalarındaki pek çok yıldızı gözlemlerler ve yıldız yapısını bilgisayar simulasyonuyla görürler.
Güneş'in yaşam çizelgesi.
2.1 Küçük ve Orta büyüklükte yıldızlar
2.2 Büyük yıldızlar
3 Yıldız kalıntıları
3.1 Kara delikler
Ana madde: Yıldız oluşumu
NGC 604, Üçgen gökadası içinde dev yıldız oluşum bölgesi.
Bulut çöktükçe, Bart damlacığı adı verilen yoğun toz ve gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur. Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütleçekimsel erke ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu hidrostatik denge durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir önyıldız oluşur.  Bu ana dizi öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir. Kütleçekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.
İki güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara T Tauri yıldızı, daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara da Herbig Ae/Be yıldızları denir. Bu yenidoğan yıldızlar dönme eksenleri boyunca gaz fışkırtır ve Herbig-Haro nesnesi denen küçük bulutçuklar oluşturur. 
Yay takımyıldızında yoğun yıldız alanı.
Olgunlaşması[değiştir | kaynağı değiştir]
Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında yüksek sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması tepkimeleriyle hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların ana dizide olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. Ana dizinin başlangıcından itibaren yıldız çekirdeğindeki helyum oranı düzenli olarak artar ve dolayısıyla da çekirdekteki çekirdek kaynaşması tepkimesini istenen hızda tutabilmek için yıldızın sıcaklığı ve parlaklığı yavaşça artacaktır.  Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce ana diziye giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir. 
Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan bir yıldız rüzgârı üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10-14 güneş kütlesi kadar  ya da tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder. Ancak çok büyük yıldızlar gelişimlerini önemli derecede etkileyecek olan 10-7 ile 10-5 güneş kütlesi arasında madde kaybeder.  50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar ana dizide kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir. 
Küçük ve Orta büyüklükte yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]
Kedi Gözü bulutsusu, Güneş'le aynı kütledeki bir yıldızın gezegenimsi bulutsu oluşumu.
Büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yakarlar ve ömürleri kısa olur. Kırmızı cüce adı verilen küçük yıldızlar yakıtlarını çok yavaş yakar ve on ile yüz milyar yıl arasında yaşamlarını sürdürürler. Yaşamlarının sonuna doğru gittikçe parlaklıklarını kaybeder ve kara cüce hâline dönerler.  Böyle yıldızların yaşam süreleri evrenin şimdiki yaşından (13,7 milyar yıl) daha büyük olduğu için kara cücelerin varolması henüz beklenmemektedir.
En azından beşte iki güneş kütlesine sahip olan yıldızlar  çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde dış katmanları genişler ve soğuyarak bir kırmızı dev oluşturur. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra Güneş kırmızı dev olduğunda o kadar büyük olacak ki Merkür’ü ve büyük olasılıkla Venüs’ü de içine alarak yokedecektir. Kurulan modellemelere göre Güneş’in Dünya’nın şu anki yörüngesinin (1 astronomik birim, ya da AU) %99’u kadar genişleyeceği tahmin edilir. Ancak o zamana kadar Güneş’in kütlesinin azalması nedeniyle Dünya’nın yörüngesi 1,7 AU’ya çıkacaktır ve böylece güneşin içinde kalmaktan kurtulacaktır.  Ancak Güneş’in parlaklığı birkaç bin katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de havayuvar (atmosfer) kalacaktır.