Hvězdy vznikají kolapsem oblaku plynů a prachu, který se vlastní gravitací smršťuje do středu. Ve středu postupně roste tlak i teplota a vzniká rotující koule žhavých plynů, protohvězda. Protohvězda ještě nevyzařuje viditelné světlo, ale pouze infračervené (tepelné) záření. Stádium, kdy nastává rovnováha gravitační síly a tlakové síly plynů se nazývá Hayashiho linie. Napravo od této linie neexistuje stabilní konfigurace hvězdy, mohou vznikat pouze nestabilní útvary.
Následný vývoj poté záleží na množství hmoty, ze kterého protohvězda vzniká:
Hnědý trpaslík: Je-li hmoty málo, protohvězda se přetvoří v hnědého trpaslíka. Tento objekt je na pomezí hvězdy a planety. K tomu, aby mohl být skutečnou hvězdou, postrádá termojaderné reakce ve svém nitru, proto se mu někdy přezdívá failed star neboli nepodařená hvězda. Vyzařuje pouze infračervené záření, pouhým okem je tedy tato hvězda neviditelná. Energii, kterou k záření potřebuje, získává z rozpadu lehkých prvků (lithia, deuteria, bóru…) na helium. Tato energie ovšem vydrží jen krátkou dobu, kdy hvězda postupně ztrácí jas a klesá její teplota. Poté, když objektu dojde veškerá energie, stává se z něho nezářící těleso. Teplota hnědého trpaslíka je velmi nízká, obvykle nepřesáhne 1 800 K.
Červený trpaslík: Jedná se o hvězdy jen o málo menší než Slunce. Udává se, že jejich hmotnost dosahuje maximálně třetiny \(M_\odot\). Jde o nejpočetnější skupinu, kterou můžeme v naší Galaxii nalézt — až 75 % hvězd je červenými trpaslíky. Teplota povrchu těchto hvězd je maximálně 3 500 K. Tyto hvězdy v proton-protonovém řetězci dosáhnou pouze přeměny vodíku na helium. Ke slučování helia a k vzniku dalších prvků nemá hvězda dostatečnou energii. Vodík ovšem této hvězdě vydrží na desítky miliard let. Když potom hvězdě toto palivo dojde, stává se bílým trpaslíkem. Červeným trpaslíkem je také hvězda našemu Slunci nejbližší — Proxima Centaury.
Hvězdy podobné Slunci: Pokud je prachu a plynů, ze kterých vzniká protohvězda, více, může vzniknout hvězda podobná Slunci. Jedná se o hvězdy, jejichž teplota povrchu se pohybuje kolem 6 000 K. Jejich hmotnost umožňuje slučování helia a tvorbu těžších prvků jako je uhlík, kyslík a mnoho dalších. Při slučování těchto prvků se ovšem postupně zvyšuje teplota jádra hvězdy a její vnější vrstvy se postupně rozpínají a vzniká červený obr. Atmosféra se rozpínáním ochlazuje a vzniká planetární mlhovina. Jádro hvězdy se naopak postupně smršťuje, poté se hvězda zhroutí do sebe a vznikne bílý trpaslík. Po nějaké době se planetární mlhovina rozplyne a zůstává pouze samotné jádro. Tento postup je možno znázornit i v HR diagramu, viz obrázek. Hvězda totiž během svého života postupně po HR diagramu „cestuje“.
Cesta hvězdy podobné Slunci po HR diagramu
V úseku 1 — 2 dochází ke vzniku protohvězdy. Hmota se postupně smršťuje volným pádem a dochází ke zvyšování teploty. V bodě 2 nastává rovnováha gravitační síly a tlakové síly plynů. V rozmezí 2 — 3 dochází k pomalému smršťování hvězdy. V místě 3 je teplota v jádru hvězdy dostatečná pro zahájení termojaderných reakcí. Nabíhá proton-protonový cyklus. Mezi body 3 — 4 dochází k postupnému spotřebovávání vodíku v jádře. Protony vodíku se postupně slučují za vzniku helia. V úseku 4 — 5 se jádro dále smršťuje a teplota se stále více zvyšuje. V bodě 5 dochází k postupnému spotřebovávání vodíku ve slupce v okolí jádra. Úsek 5 — 6 znamená postupné zvyšování hmotnosti jádra, které obsahuje stále více helia. Ve slupce dochází ke slučování vodíku za vzniku helia. V místě 6 začíná docházet ke slučování helia za vzniku těžších prvků. Hvězda se stává červeným či žlutým až oranžovým obrem. V úseku 6 — 7 dochází k rozpínání a chladnutí obalu hvězdy. Dochází také k postupnému úniku hmoty. V bodě 7 v jádře dochází k úbytku helia, jádro se dále smršťuje a postupně dochází ke slučování helia v obálce hvězdy. Tento postup pokračuje za vzniku stále těžších prvků. Postupné slučování končí vznikem železa v jádře. V tomto okamžiku se hvězda dostává do bodu 8, kde se gravitačně smršťuje. Toto stadium se nazývá stadium pulzací.
Modrý veleobr: Pokud je protohvězda tvořena opravdu velkým množstvím prachu a plynů, vzniká modrý veleobr, hvězda o hmotnosti větší než 10 \(M_\odot\), její povrchová teplota se pohybuje v rozmezí 30 000 — 50 000 K. Život této hvězdy je poměrně krátký, velmi rychle spotřebovává své palivo vodík. Život této hvězdy obvykle končí explozí supernovy II. typu. Na místě původní hvězdy vzniká malý objekt s obrovskou hustotou. Podle velikosti této hvězdy vznikne neutronová hvězda nebo černá díra. Menší hvězdy tohoto typu mohou přejít také do velmi vzácného stavu kyslíkovo-neonového bílého trpaslíka.
Závěrečná stadia života hvězd
I závěrečná stadia vývoje hvězd závisí na jejich hmotnosti. Hvězdy s hmotností menší než \(1{,}4 M_{\odot}\) (tzv. Chandrasekharova mez) skončí svůj život jako bílí trpaslíci, hvězdy s hmotností větší výbuchem supernovy jako neutronové hvězdy. Pokud má hvězda hmotnost větší než asi \(5 M_{\odot}\) (Tolmannova-Oppenheimerova-Volkoffova mez), stanou se v závěru svého života černou dírou.
Bílý trpaslík je velmi malá hvězda — poloměr se pohybuje okolo \(5 \cdot 10^6\; \rm m\). Jejich hmotnost je ovšem dosti vysoká, okolo \(2 \cdot 10^{30}\; \rm kg\). Jedná se o konečné stádium hvězdy o velikosti Slunce.
Tyto hvězdy vyzařují energii, kterou „načerpaly“ během svého života. Obsahují elektrony, které zabraňují dalšímu smršťování hvězdy — nedají se snadno stlačit. Když hvězda spotřebuje veškerou nashromážděnou energii, stává se \textit{černým trpaslíkem}.
Pro některé hvězdy ovšem nemusí být bílý trpaslík posledním stádiem. Pokud se v blízkosti nachází druhá, větší hvězda (jedná se o dvojhvězdu), začne z ní bílý trpaslík nasávat materiál a může v něm dojít k opětovnému vzniku termojaderné reakce — vzniká nova. Ovšem když hvězda dosáhne Chandrasekharovy meze, dochází k jejímu kolapsu vlivem gravitace — k explozi supernovy typu Ia. Bílý trpaslík se touto explozí zhroutí do neutronové hvězdy.
Neutronová hvězda vznikne explozí supernovy typu II, tedy výbuchem masivní hvězdy, která slučováním prvků začala vytvářet železo. Uvnitř hvězdy dochází ke spojení elektronů a protonů, čímž vznikají neutrony, které jsou velmi obtížně stlačitelné a hvězda se tedy nemůže dále smršťovat.
Průměr těchto hvězd je velmi malý — asi \(2\cdot 10^4\; \rm m\), jejich hmotnost je oproti tomu velmi vysoká, je to cca 1 — 5 \(M_\odot\). Neutronové hvězdy rotují, mají silné magnetické pole a z jejích pólů vyzařuje radiace ve dvou intenzivních paprscích. Podle toho, jak je hvězda namířena k Zemi, nesou neutronové hvězdy různá pojmenování. Pokud hvězda rotuje tak, že se k nám světlo dopadá v periodách, nazývá se pulsar, v případě, že je rotace velmi rychlá milisekundový pulsar. Má-li neutronová hvězda velmi vysoké magnetické pole (běžná hodnota \(10^{8}\; \rm T\) přesáhne \(10^{11}\; \rm T\)), označuje se jako magnetar. Existuji i další zatím teoretické stavy označované jako kvarkové hvězdy nebo preonové hvězdy.
Černá díra vzniká, pokud jádro původní hvězdy po explozi supernovy II. typu (případně po explozi hypernovy) přesahovalo hmotnosti 5 \(M_\odot\). Jsou to neskutečně hmotné objekty o malém poloměru. Jejich gravitace je tak velká, že z ní neunikne ani světlo. Není možné je přímo pozorovat, ale jejich existenci lze prokázat řadou nepřímých důkazů. V jejich okolí můžeme pozorovat efekt gravitační čočky nebo také chování akrečníh disku nasávaného materiálu. Tyto důkazy naznačují, že se ve středu každé galaxie, i té naší, nachází černá díra.