一、恆星演化的概念
恆星演化就是一顆恆星誕生、成長成熟到衰老死亡的過程，恆星演化是是十分緩慢的過程。天文學家根據對各種各樣的恆星的觀測和理論研究，弄清楚了恆星的一生是怎樣從孕育到誕生，再從成長到成熟，最後到衰老、死亡的整個過程。
恆星的生命是十分漫長的,在其生命的主要階段,演化也是十分緩慢的。根據放射性元素的測定，地球的年齡已經46億年了。作為恆星的太陽,年齡當然不會比地球小。像我們人類一樣，恆星也有各自的年齡，它們中間也有年輕、中年和老年之分。一顆恆星從誕生到死亡，要經過幾百萬年甚至上百億年的時間。
二、恆星的誕生
恆星的演化開始於巨分子雲。一個星系中大多數虛空的密度是每立方釐米大約0.1到1個原子，但是巨分子雲的密度是每立方釐米數百萬個原子。一個巨分子雲包含數十萬到數千萬個太陽質量，直徑為50到300光年。
在巨分子雲環繞星系旋轉時，一些事件可能造成它的重力坍縮。巨分子雲可能互相衝撞，或者穿越旋臂的稠密部分。鄰近的超新星爆發拋出的高速物質也可能是觸發因素之一。最後，星系碰撞造成的星雲壓縮和擾動也可能形成大量恆星。
坍縮過程中的角動量守恆會造成巨分子雲碎片不斷分解為更小的片斷。質量少於約50太陽質量的碎片會形成恆星。在這個過程中，氣體被釋放的勢能所加熱，而角動量守恆也會造成星雲開始產生自轉之後形成原恆星。
恆星形成的初始階段幾乎完全被密集的星雲氣體和灰塵所掩蓋。通常，正在產生恆星的星源會通過在四周光亮的氣體雲上造成陰影而被觀測到，這被稱為包克球。
質量非常小的原恆星溫度不能達到足夠開始氫的核融合反應，它們會成為棕矮星。恆星和棕矮星確切的質量界限取決於化學成分，金屬成分（相較之下比氦更重的元素）越多的界限越低。金屬成分和太陽相似的原恆星，其界限大約是0.075太陽質量。質量大於13木星質量（MJ）的棕矮星，會進行氘的融合反應，而有些天文學家認為這樣的恆星才能稱為棕矮星，比行星大但比棕矮星小的天體則被分類為次恆星天體。這兩種類型，無論是否能燃燒氘，它的光度都是黯淡並在數億年的歲月中逐漸冷卻，慢慢的步向死亡。
質量更高的原恆星，核心的溫度可以達到1,000萬K，可以開始質子-質子鏈反應將氫先融合成氘，再融合成氦。在質量略大於太陽質量的恆星，碳氮氧循環在能量的產生上貢獻了可觀的數量。核融合的開始會導致流體靜力平衡短暫的失去，這是核心向外的「輻射壓」和恆星質量引起的「重力壓」之間的平衡，以防止恆星進一步的「重力塌縮」，但恆星迅速的演變至穩定狀態。
新誕生的恆星有各種不同的大小和顏色。光譜類型的範圍從高熱的藍色到低溫的紅色，質量則從最低的0.085太陽質量到超過20倍的太陽質量。恆星的亮度和顏色取決於表面的溫度，而表面溫度又由質量來決定。
新誕生的恆星會落在赫羅圖的主序帶上一個特定的點。小而冷的紅矮星以緩慢的入速度燃燒氫，可以在主序帶上滯留數百億年，而質量大且熱的超巨星只能在主序帶上逗留數百萬年。像太陽這種大小居中的恆星，在主序帶上停留的時間大約是100億年。太陽被認為正在期壽命的中間點上，因此它還在主序帶上。一但恆星消耗掉核心內大部份的氫之後，它就會離開主序帶。
三、恆星的成熟
依據恆星誕生時的質量，在經歷數百萬至數十億年後，在核心持續進行的核融合反應在核心累積了大量的氦。質量越大和越熱的恆星製造氦的速度比質量小和冷的恆星更快。
累積的氦，密度比氫更高，因為自身的壓縮和核反應的持續進行而逐漸增加。必須藉由更高的溫度抵抗因壓縮而增強的重力，來維持穩定的平衡。
最後，核心能供應的氫會被耗盡，就沒有由氫的核融合產生向外的壓力來抵抗重力。它將收縮直至電子簡併變得足以抵抗重力，或是核心有足夠的溫度（一億度K）可以燃燒氦，哪一種情況會先發生取決於恆星的質量。
低質量恆星：在低質量恆星停止經由核反應產生能量之後，會發生什麼事情，目前還無法直接得知：目前認知的宇宙年齡只有137億歲，比低質量恆星會停止核反應的時間還短（在某些情況下，少了幾個數量級），所以目前的理論都是根據計算機模擬塑造的。
質量低於0.5太陽質量的恆星，在核心的氫融合停止之後，很單純的只是因為沒有足夠的質量在核心產生足夠的壓力，因此不能進行氦核的融合反應。它們將成為紅矮星，像是比鄰星，其中有些的壽命會比太陽長上數千倍。目前的天文物理學模型認為0.1太陽質量的恆星，在主序帶上停留的時間可以長達6兆年，並且要再耗上數千億年或更多的時間，才會慢慢的塌縮成為白矮星。如果恆星的核心變得停滯（被認為有點像現在的太陽），它將始終都被數層氫的外層包圍著，這些也許都是在演化中產生的氫層。但是，如果恆星有著完全的對流（這種想法被認為是低質量恆星的主角），在它的周圍就不會分出層次。果真如此，它將如同下面所說的中等質量恆星一樣，它將在不引起氦融合的情況下發展成為紅巨星；換言之，它將單純的收縮，直到電子簡併壓力阻止重力的崩潰，然後直接轉變成為白矮星。
中等尺度恆星：在另一種情況，在核心外圍數層含有氫的殼層在核融合反應的加速下，立刻造成恆星的膨脹。因為這是在核心外圍的數層，因而它們所受到的重力較低，它們擴張的速率會比能量增加的更快，因此會造成溫度的下降，並且使得它們比在主序帶的階段還要偏紅。像這樣的恆星就稱為紅巨星。
根據赫羅圖，紅巨星是不在主序帶上的巨大恆星，恆星分類是K或M，包括在金牛座內的畢宿五和牧夫座的大角星，都是紅巨星。
質量在數個太陽質量之內的恆星在電子簡併壓力的支撐下，將發展出外圍仍然包覆著氫的氦核心。它的重力將數層的氫直接擠壓在氦核上，這造成氫融合的反應速率比在主序帶上有著相同質量的恆星更快。這反而使恆星變得更為明亮（亮度增加1,000至10,000倍）和膨脹；膨脹的程度超過光度的增加，因而導致有效溫度的下降。
恆星膨脹的是在外圍的對流層，將物質由靠近核融合的區域攜帶至恆星的表面，並經由湍流與表面的物質混合。除了質量最低的恆星之外的所有恆星，在內部進行核融合的物質在這個點之前都是深埋在恆星的內部，經由對流的作用使核融合的產物第一次可以在恆星的表面被看見。在這個階段的演變，結果是很微妙的，最大的效應是對氫和氦的同位素造成的改變，但是尚未能觀測到。有作用的是出現在表面的碳氮氧循環，較低的12C/13C比率和改變碳和氮的比率。這些是由分光學上發現的，並且在許多演變中的恆星上被測量到。
當圍繞著核心的氫被消耗時，核心吸收產生出來的氦，進一步造成核心的收縮，並且使殘餘的氫更快的進行核融合，這最終將導致氦融合（包括3氦過程）在核心進行。在質量比0.5太陽質量更大的恆星，電子簡併壓力也許能將氦融合的延後數百萬至數千萬年；在更重的恆星，氦核和疊加在外數層氣體的總質量，將使得電子簡併壓力不足以延遲氦融合的過程。
當核心的溫度和壓力足以引燃核心的氦融合時，如果電子簡併壓力是支撐核心的主要力量時，將會發生氦閃。在質量更巨大的核心，電子簡併壓力不是支撐核心的主要力量，氦融合的燃燒相對的會較為平靜的進行。即使發生氦閃，快速釋放能量（太陽能量的108數量級）的時間也較短暫，所以在恆星外面可以觀察到的表面層也不會受到影響。由氦融合產生的能量會造成核心的擴張，因此疊加在核心外層的氫融合速率會減慢，使得總能量的產生降低。所以，恆星會收縮，雖然不是所有的都會再回到主序帶，它會在赫羅圖的水平分支上遷移，在半徑上逐漸收縮和增加表面的溫度。
在恆星消耗了核心的氦之後，融合在包含了碳和氧的高熱核心附近繼續進行。恆星隨著進入赫羅圖上的漸近巨星分支，與原始的紅巨星演變平行，但是能量的產生較快（因而持續的時間也較短）。在能量輸出上的變化造成恆星大小和溫度周期性的變化。能量輸出的本身降低了能量放射的頻率，伴隨的還有經由強烈的恆星風和猛烈的脈動造成質量損失率的增加。在這個階段的恆星，根據它們呈現的明顯特徵被稱為晚期型恆星、OH-IR恆星或米拉型恆星。被逐出的氣體是來自恆星的內部，也含有相對豐富的被創造元素，特別是碳和氧的豐度與恆星的類型有關。由氣體構成的膨脹裝的氣殼稱為環星包（circumstellar envelope），並且會隨著遠離恆星而逐漸降低溫度，而允許微塵和分子的形成。在理想的情況下，來自核心的高能量紅外線輸入環星包後會激發形成邁射。
氦燃燒的速率對溫度極端的敏感，會導致極大的不穩定性。巨大的脈動組合，最終將給恆星足夠的動能外面的數層氣殼拋出，形成潛在的行星狀星雲。依然留存在星雲中心的恆星核心，溫度會逐漸下降而成為小而緻密的白矮星。
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