Aunque a nuestra escala de tiempo lo parezca, las estrellas no son eternas, sino que pasan por distintas fases evolutivas hasta llegar a la muerte. Se trata de una larga lucha entre las reacciones nucleares del interior de las estrellas, que tiende a expandirla y la fuerza de la gravedad a la que está sometida la propia estrella, que tiende a contraerla. Finalmente, cuando la estrella agote su combustible, la gravedad gana la batalla y la estrella muere. Para la comprensión de cómo evoluciona una estrella a lo largo de su vida, resulta fundamental el Diagrama de Hertzsprung-Russel o Diagrama HR, que aparece en el gráfico adjunto. Este gráfico relaciona la luminosidad y la temperatura de las estrellas. Las letras ( O, B, A, F, G, K, M), que aparecen en el eje de abcisas del diagrama hacen referencia al llamado tipo espectral, clasificando las estrellas en grupos, según su temperatura. En cuanto a la Luminosidad, vemos que tomamos como referencia la luminosidad del Sol, dándole valor 1.
Observamos que la mayor parte del tiempo, las estrellas se encuentran en la Secuencia Principal en una etapa estable, siendo la duración de esta fase mayor para las estrellas menos masivas y calientes, que consumen el hidrógeno de su núcleo con mayor lentitud. El Sol se sitúa actualmente en esta fase.
Pero,¿ qué ocurre cuando una estrella agota el hidrógeno de su núcleo?. La clave nos la va a dar la masa de la estrella, principalmente.
Así, estrellas con 0.8 Masas Solares < Masa < 9 Masas Solares evolucionan al estado de Gigante Roja, disminuyendo su temperatura, pero aumentando su luminosidad al incrementarse notablemente su tamaño. Finalmente, acaban su vida como Enanas Blancas, creyéndose que en un larguísimo período de tiempo puedan evolucionar hacia Enanas Negras, aunque nuestro universo no es aún lo suficientemente viejo para que puedan existir ahora.
Las estrellas con 9 Masas Solares < Masa < 30 Masas Solares evolucionan hacia las Supergigantes Rojas, inmensos objetos de varias unidades astronómicas que pasan por ser las mayores estrellas de nuestro universo, y posteriormente explosionan en una Supernova. El final de la vida de estas estrellas suele ser una Estrella de Neutrones.
Por último, las estrellas con Masa > 30 Masas Solares no pueden evolucionar hacia Supergigante Roja y suelen hacerlo hacia las llamadas estrellas de Wolf-Rayet, siendo su final sensible, además de a su masa, a otros parámetros como la metalicidad o la velocidad de rotación. Así, su muerte puede producirse con una Supernova o un brote de Rayos Gamma, dejando como remanente un Agujero Negro o incluso, no dejar ningún tipo de remanente.