上述圖片裡解釋了什麼是「光譜光度圖」，這是一個天文學家繪製恆星特徵的圖表。在光譜光度圖中，總亮度（稱為「光度」或「絕對星等」）相對於恆星的表面溫度繪製。當恆星經歷其生命周期時，不同時期對應光譜光度圖的不同位置。上面的頁面裡顯示了一般恆星和「失敗的恆星」在光譜光度圖中的生命周期軌跡，如木星。
恆星之初是一團冰冷的氣體，對應於光譜光度圖的右側（冷側）。在自身的引力下，這些氣體開始收縮。收縮過程中會逐漸聚合，於是密度和壓強就會增大，溫度也會升高；達到了臨界溫度，就會發生氫核聚變，一顆原恆星從此誕生。一顆年輕的恆星表面溫度很低。然而，我們通常看不到這些原恆星，因為它們通常被灰塵覆蓋，只能發出遠紅外光譜中的肉眼不可見光，光學望遠鏡難以探測，尋找原恆星成為紅外天文學的重要任務。
當原型恆星在引力作用下繼續收縮，它會變得越來越熱，在光譜光度圖中向左移動。質量不到太陽百分之一「恆星」最終因氣體壓力而停止收縮。這些恆星被稱作「褐矮星」或「巨行星」，就像木星一樣。它們不會點燃自身的氫氣，相反，會逐漸變暗。這些恆星的生命周期在光譜光度圖用向下的曲線表示。
質量大約在0.05至0.07太陽質量之上的恆星在收縮過程中變得越來越熱，直到它們的核心足夠熱以開始燃燒氫氣。當一顆恆星「開啟」它的氫燃燒階段時，說明它已達到它生命周期的「主星序」，並且可以算是一顆真正的恆星，而不是原恆星，褐矮星或行星。「主星序」在光譜光度圖上以一條曲線表示，代表燃燒氫的恆星，將自身熔化成氦。核心中的融合過程釋放熱量和光線，保證恆星能抵抗進一步的重力塌縮，並使其發光。恆星生命周期的大部分時間都在「主星序」的一個點上。光譜光度圖中，超大質量的恆星位於在「主星序」的頂部，閃耀藍色且非常明亮的光，而低質量恆星則相對黯淡，發出紅色光。我們的太陽介於這兩個極端之間。
最終，恆星核中的氫聚合物逐漸耗盡。核心變成大部分氦（氫融合的產物），氫在燃燒中離開核心，在核心周圍形成燃燒的殼。這時，核心再次開始塌縮，但是恆星的外部區域被向外推。這顆恆星溫度逐漸下降，變得更亮。這是紅巨星階段。當太陽到達紅巨星階段，也就是從現在起約 50億年後，它可能會變大之後吞噬水星，金星和地球。
白矮星被認為是中、低質量恆星演化階段的最終產物，在我們所屬的星系內97%的恆星都屬於這一類。中低質量的恆星在渡過生命期的主序星階段，結束以氫融合反應之後，將在核心進行氦融合，將氦燃燒成碳和氧的3氦過程，並膨脹成為一顆紅巨星。如果紅巨星沒有足夠的質量產生能夠讓碳聚變的更高溫度，碳和氧就會在核心堆積起來。在散發出外面數層的氣體成為行星狀星雲之後，留下來的只有核心的部分，這個殘骸最終將成為白矮星。因此，白矮星通常都由碳和氧組成。但也有可能核心的溫度可以達到使碳聚變卻仍不足以使氖聚變的高溫，這時就能形成核心由氧、氖和鎂組成的白矮星。同樣的，有些由氦組成的白矮星是由聯星的質量損失造成的。
白矮星的內部不再有物質進行核聚變反應，因此不再有能量產生，也不再由核聚變的熱來抵抗重力崩潰；它是由極端高密度的物質產生的電子簡併壓力來支撐。物理學上，對一顆沒有自轉的白矮星，電子簡併壓力能夠支撐的最大質量是1.4倍太陽質量，也就是錢德拉塞卡極限。許多碳氧白矮星的質量都接近這個極限的質量，通常經由伴星的質量傳遞，可能經由所知道的碳引爆過程爆炸成為一顆Ia超新星。
白矮星形成時的溫度非常高，目前發現最高溫的白矮星是行星狀星雲NGC 2440中心的HD 62166，表面溫度約200,000K，但是因為沒有能量的來源，因此將會逐漸釋放它的熱量並且逐漸變冷，這意味著它的輻射會從最初的高色溫隨著時間逐漸減小並且轉變成紅色。經過漫長的時間，白矮星的溫度將冷卻到光度不再能被看見，成為冷的黑矮星。但是，現在的宇宙仍然太年輕（大約137億歲），即使是最年老的白矮星依然輻射出數千度K的溫度，還沒有黑矮星的存在。
中等質量恆星演化成的紅巨星在主序後的演化分成兩個階段：其惰性的核心是氦的紅巨星分支恆星，和惰性的核心是碳的漸近巨星分支恆星。漸近巨星分支的恆星在燃燒氫的殼層之內還有燃燒氦的殼層，而紅巨星分支的恆星只有燃燒氫的殼層。無論在哪一種狀態，在含氫殼層中加速的燃燒都會立即超越核心，並且導致恆星的膨脹。外層遠離核心向外的膨脹，減少了引力對它們的作用，因此它們的膨脹會比能量增加所導致的更快。這會導致恆星表面溫度的下降，恆星的外層也會變得比在主序帶時的更紅。
紅巨星階段是緊接在離開主序帶之後的階段。起初，因為核心內部的壓力還不足以平衡重力，紅巨星分支恆星的核心會塌縮。這種重力塌縮釋放的能量立即加熱惰性核心外圍的氫殼層，使得同心殼層內的氫繼續燃燒。只有幾個太陽質量的紅巨星，核心會繼續塌縮，直到密度足以使電子的簡併壓力抗拒重力時才會停止塌縮。一旦出現這種情況，核心便達到流體靜力平衡：電子的簡併壓力就足以平衡重力的壓力。核心的引力壓縮著緊貼在核心外的氫殼層，會使氫燃燒的速率比相同質量的主序星更為快速。這反而使恆星更為明亮（亮度可以增加1,000-10,000倍）並且膨脹；膨脹的程度超過光度的增加，造成有效溫度的下降。
對於質量超大的恆星，超過5-10倍的太陽質量，將多次膨脹和塌縮成巨星支（分支），直到恆星準備燃燒鐵。但鐵融合不釋放能量；反而吸收熱。所以恆星會在其巨星支階段繼續碰撞，它的鐵芯會繼續塌縮和加熱直到鐵準備融合。但是當融合開始時，它會極快的吸收周圍的所有熱量，使核心變冷。所有的融合戛然而止，恆星內爆。這次內爆是宇宙中最大的爆炸之一：超新星。在一段時間內，單個超新星可以比整個星系更亮。在超新星之後，根據原始恆星的質量，核心可能會留下白矮星，中子星或黑洞。
因此，根據其質量，恆星在行星狀星雲或超新星中終結其生命，其核心將作為一個高密度的物體留下：白矮星，中子星或黑洞。
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