Le teorie sull'evoluzione stellare descrivono i diversi stadi dell'esistenza di una stella e i parametri che determinano le sue modalità di sviluppo. Le osservazioni hanno mostrato che le stelle possono essere collocate in un grafico teorico, sviluppato dagli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell, che pone a confronto la luminosità e la temperatura. La maggior parte delle stelle si dispone in una banda obliqua nota come sequenza principale, al di fuori della quale si trovano i gruppi delle giganti rosse e delle nane bianche.
Una stella nasce da una nube di gas e polveri relativamente fredda, con densità migliaia di volte maggiore di quella della circostante materia interstellare. La contrazione di questo gas, e il suo conseguente riscaldamento, continua finché la stella si trasforma in una protostella che emette radiazioni elettromagnetiche nella banda dell'infrarosso. La temperatura interna cresce ulteriormente fino a raggiungere un valore di circa 1.000.000 °C, sufficiente perché si inneschino le reazioni nucleari che trasformano l'idrogeno e il deuterio (il cosiddetto idrogeno pesante) in elio, con conseguente emissione di una grande quantità di energia nucleare. In questo stadio la contrazione si arresta e la stella vive una fase di stabilità.
Quando l'idrogeno comincia a esaurirsi, il rilascio di energia nucleare cessa, la contrazione riprende e la temperatura aumenta fino a innescare nuove reazioni nucleari, che coinvolgono idrogeno, litio e altri elementi leggeri presenti nella stella. Si ha quindi una seconda fase di relativa stabilità che si interrompe quando il litio e gli altri elementi leggeri sono perlopiù esauriti e riprende la contrazione. La stella entra così nella fase finale della propria evoluzione, durante la quale l'idrogeno viene trasformato in elio attraverso l'azione catalizzante del carbonio e dell'azoto. Questa reazione nucleare è caratteristica delle stelle di sequenza principale citate sopra e continua fino a quando viene consumato tutto l'idrogeno disponibile. La stella si gonfia gradualmente, diventa una gigante rossa, e raggiunge la dimensione massima quando tutto l'idrogeno del nucleo è stato trasformato in elio. Per continuare a brillare, la temperatura al centro deve aumentare abbastanza da innescare la fusione dei nuclei di elio. Quando tutte le possibili fonti di energia nucleare sono esaurite, la stella si contrae e diventa una nana bianca. Questo stadio finale può essere caratterizzato dall'esplosione come nova, accompagnata dall'emissione nel mezzo interstellare di elementi più pesanti dell'idrogeno. Da questo materiale si formeranno le successive generazioni di stelle. Quando la fase finale dell'evoluzione di una stella non è esplosiva, si formano nebulose planetarie, cioè nubi sferiche di gas che emettono radiazione elettromagnetica.
Le stelle con massa migliaia di volte superiore a quella solare evolvono rapidamente, giungendo allo stadio di supernova in pochi milioni di anni e lasciando come resto una stella di neutroni. Esiste un limite per la massa di questi oggetti, oltre il quale essi continuano a contrarsi fino a diventare un buco nero. Stelle medie come il Sole hanno vite di molti miliardi di anni. L'evoluzione finale di una stella di piccola massa non è nota, a parte il fatto che essa smette di emettere luce in maniera apprezzabile. Probabilmente esse diventano nane brune, cioè stelle molto fredde che si estinguono lentamente.
La nascita delle stelle è stata osservata nelle foto scattate con i grandi telescopi. Le moderne tecniche di osservazione dello spazio in ultravioletto e in infrarosso, e la radioastronomia hanno permesso di individuare i luoghi di formazione stellare.