Las estrellas se forman a partir de condensaciones de gas interestelar. Por este motivo, su composición química original es de alrededor de 70% de hidrógeno y casi un 30% de helio. Los restantes elementos químicos son muy poco abundantes y juegan un papel secundario en la evolución de las estrellas.

Cuando la nube de gas se condensa, se calienta hasta alcanzar temperaturas de decenas de millones de grados en el centro de la misma y cuando esas temperaturas se alcanzan, el hidrógeno comienza a fusionarse en helio. Por cada 4 átomos de hidrógeno se forma un núcleo de helio y cada una de estas reacciones nucleares libera energía que lentamente es radiada hacia el exterior de la estrella. Cuando una estrella comienza a quemar el hidrógeno en su centro se dice que se encuentra en la Secuencia Principal, que debe su nombre a que la mayoría de las estrellas observadas se encuentran en esa etapa de sus vidas. Durante la secuencia principal la estrella irradia energía a un ritmo constante, mientras en su interior el hidrógeno sigue fusionándose en helio. En el caso del Sol, por ejemplo, los registros fósiles permiten establecer con gran certeza que el clima en la Tierra ha sido muy parecido durante centenares de millones de años al menos (variaciones de unos pocos grados como los de las eras glaciarias y la etapa tropical durante la cual prosperaron los dinosaurios, no son relevantes desde el punto de vista astronómico).

Sin embargo, el combustible nuclear no puede durar indefinidamente. Cuando el hidrógeno del núcleo de una estrella se agota, dejando un núcleo formado sólo por helio, la fuente de energía nuclear en el centro de la estrella se apaga, y por este motivo las partes internas de la estrella comienzan a comprimirse bajo los efectos del peso de las capas externas. Paralelamente, la zona que rodea al núcleo (ahora formado solo por helio) sigue quemando hidrógeno y pasa a ser la fuente de energía con la cual la estrella mantiene su brillo. En este momento se dice que la estrella ha evolucionado fuera de la Secuencia Principal y comienza su viaje hacia el estadio evolutivo conocido como Gigante Roja. Lo que sucede es que la capa intermedia que rodea al núcleo y está quemando hidrógeno en helio ejerce presión desde adentro hacia afuera impulsando a las capas superiores de la estrella. Las capas exteriores de la estrella comienzan a expandirse y por consecuencia directa a enfriarse, por lo que la estrella alcanza dimensiones muy grandes (Gigante) y temperaturas muy bajas (Roja). Siguiendo con el caso del Sol, dentro de unas 4000 a 5000 millones de años su hidrógeno central se agotará y comenzará a convertirse en una Gigante Roja. Se expandirá y quizás sus dimensiones superen el actual tamaño de la órbita terrestre.

Cuando una estrella está en la fase de Gigante Roja sus capas externas están sumamente extendidas, por lo que su densidad es extremadamente baja y la energía proveniente de su interior es suficiente para volar estas capas exteriores, dando origen a vientos estelares que poco a poco van "pelando" a la estrella de toda su envoltura. Finalmente, cuando queda sólo el núcleo de la estrella desnudo, sin su envoltura original, la estrella deja la fase de Gigante Roja para dar origen a una Enana Blanca. Estos objetos reciben su nombre por el hecho de que son muy pequenios en tamaño pero muy calientes y por lo tanto se ven blancos. Ésta es la última fase en la evolución de la mayor parte de las estrellas. Una enana blanca no tiene otra fuente de energía mas que su propio calor, que lentamente se va perdiendo en el espacio por lo que ésta va enfriándose, haciéndose cada vez menos brillante hasta que finalmente dejan de ser detectables, aún por los telescopios más poderosos.

Un último comentario. Dependiendo de cómo sea el proceso de pérdida de la envoltura y de la masa original de la estrella, el helio que quedó en el núcleo como resultado de la fusión del hidrógeno puede llegarse a encenderse. En este caso el helio se fusionará dando como resultado carbono y oxígeno, por lo que la enana blanca resultante estará compuesta por estos elementos químicos. Si, por el contrario, el helio no llega a encenderse, se dice que tenemos una enana blanca de helio.

El último caso que puede presentarse es el de una estrella tan masiva que aún despues de haber fusionado su helio en carbono y oxígeno, las temperaturas en su centro son tan altas que el proceso de fusión no se detiene hasta formar hierro, que es el último elemento que puede obtenerse como resultado de la fusión nuclear a traves de procesos que liberan energía (únicos procesos que pueden mantener a una estrella brillando). Cuando esto ocurre, es decir, cuando la fusión continúa hasta el hierro, la estrella pasa a ser un núcleo de hierro completamente inerte y las capas exteriores, desprovistas de una fuente interna de energía, se derrumban bajo su propio peso violentamente hasta chocar con el núcleo de hierro. Cuando esto ocurre "rebotan" y dan origen a una explosión de supernova, liberando en menos de un segundo, mas energía que toda las estrellas juntas de la Vía Láctea.