恒星的生命是漫长的，它的演化也十分缓慢。恒星的一生大致可以分成四个阶段：第一阶段可以说是恒星的“出世、幼年、少年”时期；第二阶段是“壮年”时期，太空中绝大多数恒星处于这一阶段；当其演变成一颗红巨星时，便是恒星的第三阶段了；经过红巨星以后，恒星进入了暮年，此时恒星的温度达到了顶点，能源几乎枯竭。这一时期恒星的一个重要特点便是不稳定，不稳定状态首先表现为脉动，再往后就进入爆发阶段或慢慢地坍缩，平静地“死去”。
恒星的起源。经过多年的观测，天文学家发现我们银河系中许多美丽的、由气体和尘埃组成的星际云是恒星诞生的场所。猎户座大星云就是一个很好的例子，被称为猎户座四边形的四颗星是在非常近的时期里才凝聚成的。当尘埃和分子云的某一部分的密度比云的平均密度稍高时，新生星的形成过程便开始了。这一区域物质的自引力作用驱使云集聚起来形成团块，当团块继续向里收缩时，其密度、温度和内部压力均在增加，当内部压力大到与自引力平衡时，收缩过程停止，星云中出现了许多热而相对密集的稳定区域。天文学家已在一些亮星云的背景上观测到许多小而圆的暗星云状物质，被称为球状体的斑点，也称为博克球状体，因美国已故天文学家B·J·博克的研究而得名。在太阳附近1600光年的范围内已探测到200多个球状体，它们的质量在20～200倍太阳质量之间，直径从1到4光年，温度为5～15K，通过近红外、以及一氧化碳、甲醛和氨分子等特征射电辐射的探测，人们发现这些球状体正以每秒500多千米的速度在其自身引力的作用下向里收缩，当球状体的外层从不断引力收缩所得到的能量辐射到周围空间去以后，外层也就落入星体中去了。到这时，一颗发光的球状体就变为了一颗原恒星了。原恒星继续收缩，星体内部温度不断升高，待中心温度达到500万K以上时，原恒星变成一个表面温度为几千K的发光的星球。对于一个主要由氢组成的浓密星球，7当中心部分的温度高达10K时，氢聚变为氦的核反应便发生了，恒星开始进入其“壮年”期。
恒星的演化。当一颗星在以“燃烧”氢为其能量来源时，其光度和表面温度都只与星的质量有关。1911年丹麦天文学家E·赫茨普龙，1913年美国天文学家H·N·罗素各自独立绘出亮星的光度—温度图，发现大多数恒星分布在图中左上方至右下方的一条狭长带内，从高温到低温的恒星形成一个明显的序列，称为“主星序”。为了纪念两位科学家，人们称这种图为赫—罗图（H-
Rdiagram）。该图显示出恒星的光度和表面温度随时间而变化的情形，图上的横坐标是恒星的光谱型，按照O、B、A、F、G、K、M顺序排列，是恒星的温度序列。纵坐标是绝对星等，也就是恒星本身光度的一种衡量。大多数恒星集中在主星序，少数集中在右边中部组成巨星序，一些光度特别大的超巨星分散在图的上方。与巨星相反，那些光度小的称为矮星，在左下方也有一个较密集的区域，这些星温度高，但光度弱，是一个白矮星集中的区域。赫—罗图对研究恒星的演化有重要作用。每颗星的光谱型和绝对星等测定后，就在图上按相应的纵坐标和横坐标画出一个点。恒星停留在主星序的阶段是它演化的一生中最稳定、历时最长的阶段。太阳质量大小的恒星有足够的氢燃料，能保证其在100亿年间不断地“燃烧”发光。我们的太阳从成为恒星之日起至今已50亿岁了，目前正在这一演化的中途。50亿年后，当核心的氢燃料耗尽时，它将膨胀成为一红巨星，胀大到把水星、金星、乃至地球都吞没进去，同时其表面温度将从现在的6000K下降到3500K，但由于其巨大的体表，将比现在亮百倍。目前，在天空中便有许多红巨星，最有名的是金牛星座最亮的星毕宿五和牧夫星座最亮的星大角星。质量比太阳大的恒星消耗其能量的速度要比太阳快得多，一个6倍于太阳质量的恒星从其氢燃料获得能量只能有几千万年，反之，质量比太阳为小的恒星，它们停留在主星序上的时间要长得多。
星云
恒星演化到红巨星以后，便逐步进入“中老年”了。红巨星8的体积虽然很大但核心部分却收缩而变得更热，当温度达到约10K时氦开始聚变为碳——所谓氦闪，此后，热核聚变反应逐一地8将碳聚变为氮，氮再聚变为氧（～6×10K）等等，经过原子序数越来越大的元素，直至当硅核聚变为原子序数为26的铁，这时中心9温度达到了2×10K以上。对于原子序数大于铁的元素，聚变反应是吸热的，故一旦恒星的核心由铁所组成，它便不再能保持住平衡状态，这时，恒星要么坍缩，要么爆炸。
恒星的归宿。恒星的最后结局与其质量有关。现代恒星演化理论认为：如果一颗恒星的质量到比太阳的质量大得多（12～100倍太阳质量），它最终将猛烈地爆发成为一颗超新星，使星际气体中淋透了在该恒星核反应中曾产生的所有元素的混合物，并成为组成下一代恒星的原料。太阳里所含有的许多元素，地球上岩石的组成等可能来源于此。金牛星座里的蟹状星云是这种爆发残余的最壮观的例子。
有些恒星在其演化的后期也会发生不太壮观的变化和喷射，如造父变星和天琴RR型变星、藁型变星、行星状星云以及新星等。造父变星和天琴RR型变星是经过赫—罗图中“不稳定段”时产生脉动的恒星，藁型变星是伴随有质量损失的不规则、长周期脉动的红巨星，行星状星云则是当恒星位于赫—罗图上巨星段时从它抛出的球状气壳所形成的。新星不太激烈的爆发，可能是由于在一个双星系统中两星间质量的交换所形成的。
在爆发或损失质量后，恒星的最终归宿不外乎下面三种命运之一：（1）质量不大于太阳1.4倍的恒星将成为一颗白矮星，这种57星具有很高的密度（每立方厘米10～10克），以致于电子是简并态的（被压得挤在一起了），但星球的直径只有几千千米；（2）质量在1.4至3倍太阳质量的恒星将成为一颗中子星，星体中的质子与电子结合成为中子，其密度更高（外层：每立方10161114～10克，核心：每立方厘米10克），中子处于简并态，典型中子星的直径只有十几千米；（3）一个黑洞，在黑洞中，恒星的物质收缩到如此高的密度，以致于光线不再能从其中逃逸出来。在大于3倍太阳质量的恒星中，简并压力不足以支持星对于引力的抗衡，因此，如果更大质量的恒星在其爆发过程中不能喷洒出它的大部分质量的话，最终必将成为黑洞。
白矮星还不过分冷时，和其他亮星一样，可用光学望远镜观测到，但由于其能量不断向空间散发，终将成为一颗看不见的被称为黑矮星的残骸；自转极快的中子星，可通过它们旋转的磁层（脉冲星）所发出的脉冲式的射电、光波、X射线和γ射线被探测到，中子星也可以从高速降落到它坚硬表面上因而被加热了的气体所发出的X身线被间接地观测到；探测黑洞的一线希望只能是通过某些间接的效应，例如，如果它在有一可见伴星的双星系统中，从这一伴星绕黑洞旋转的周期和轨道的半径能推算出这颗不可见天体的质量，若计算所得质量很大，则它必定是一个黑洞，如果还接收到落进其中的气体所发出的X射线，表明它是很致密的。X射线源天鹅座X-1是双星系统中含有一黑洞的最好的候选者，但也曾有人认为它是一个致密天体中子星的三星系统。再发新星天鹅座V404是一个X射线双星。J·卡萨里斯等三人用赫歇耳望远镜发现了该双星的以6.5天为周期的运动，从而计算出其中致密星的质量下限为太阳的6.3倍，其伴星的质量为太阳的8～15.5倍，这是V404中存在着一个黑洞（指伴星）的最有说服力的证据。研究恒星起源和演化的意义。恒星的起源与演化是恒星研究中最令人感兴趣的问题。天文学中的一些最基本的问题，如宇宙作为一个整体的年龄，我们太阳系形成的方式，宇宙中除地球外存在着智慧生物的可能性等等。我们对这些问题的了解，或者说我们对这些问题所能作出的猜测，大都是基于我们对恒星一生历史的了解而获得的。
尽管各种恒星的性质千差万别，它们的演化几乎都可以用核聚变为主的理论来解释。事实上，只要确定了星体的起始质量和化学组成，就可以推断出这颗恒星从诞生到死亡的每一个阶段的物理特性。恒星演化理论的建立无疑是20世纪天文学的一项重大成就。尽管这种理论并非无懈可击，但是它为理解恒星的基本性质奠定了坚实的基础，而由此引伸出来的一些结果，如化学元素的起源学说，以及包括黑洞在内的超密态天体的预测等，除了天文学上的意义外，对近代物理学的影响也是不可低估的。