As estrelas nascem no interior de nebulosas gigantes de gás e poeira cósmica, compostas principalmente de hidrogênio e hélio. Pelo efeito da gravidade, a nuvem colapsa em fragmentos menores formando numerosas estrelas primitivas (protoestrelas). Os núcleos dessas estrelas recém-nascidas são tão quentes e densos, que criam condições para a geração de reações nucleares, formando hélio a partir de átomos de hidrogênio. Esse é o combustível que mantém a estrela em equilíbrio e a impede de seguir colapsando sob seu próprio peso.

A vida média das estrelas varia dependendo de sua massa inicial. Estrelas com massa 8 vezes maior do que a do Sol consomem seu combustível, muito rapidamente chegando ao final de suas vidas num tempo pequeno após ter nascido. Elas morrem, explodindo como supernovas e ejetando a maior parte de seu material no meio interestelar. Na região central forma-se, ou uma estrela de nêutrons, ou um buraco negro, devido à implosão do núcleo estelar.

Estrelas tipo Sol evoluem mais lentamente e ao final de suas vidas se expandem e tornam-se gigantes vermelhas, quer dizer, estrelas muito grandes e também mais frias. Os enormes ventos estelares, produzidos durante essa fase, jogam parte do material das camadas externas ao meio interestelar, dando lugar às nebulosas planetárias.

As estrelas, cujas massas são menores do que a metade da do Sol, vivem por períodos ainda mais longos, sem experimentar mudanças demasiado drásticas. Essas são as anãs vermelhas, estrelas frias e pequenas que, segundo os últimos estudos, que são as mais abundantes da nossa Galáxia. A nossa vizinha imediata. Próxima Centauri, localizada cerca de 4 anos-luz de distância (a luz demora cerca de 4 anos para chegar até nós) é uma delas.

O diagrama mostra a luminosidade das estrelas, de acordo com suas temperaturas e massas. A Sequência Principal (faixa central do diagrama) corresponde à fase da queima de hidrogênio em hélio nos núcleos das estrelas. Nessa Sequência Principal é onde a maior parte das estrelas estão localizadas.

Uma estrela começa sua vida na Sequência Principal, quando a temperatura de seu núcleo é suficientemente alta para iniciar a fusão do hidrogênio. Ela permanecerá nessa fase até que seu combustível se esgote e passe para a fase de gigante vermelha (faixa lateral superior do diagrama).

O tempo que uma estrela permanece na Sequência Principal depende de sua massa. As estrelas de maior massa (azuis) queimam rapidamente o hidrogênio em seus núcleos, permanecendo na Sequência Principal apenas milhões de anos. As estrelas de massa intermédia (amarelas) e baixa (vermelha) demoram desde dezenas até centenas de bilhões de anos para esgotar seu estoque de hidrogênio.