Stjärnornas massor varierar från 0,1 solmassor eller mindre till 50 solmassor. Här ska bara
redogöras för stjärnor av ungefär solens storlek, dvs omkring 1 solmassa.
HR-DIAGRAMMET är ett tvådiminsionellt diagram, där luminositeten är utsatt efter den lodräta
linjen och temperaturen på den vågräta linjen. Längst åt vänster har vi den högsta kända
temperaturen och längst till höger den lägsta temperatur en stjärna kan ha. Det är
yttemperaturen man sätter ut i diagrammet. När det gäller luminositet betyder det allt ljus en
stjärna strålar ut och man använder solens luminositet som enhet. För att diagrammet inte ska
bli alltför stort på höjden är graderingen 1, 10, 10², 10³. Det finns nämligen
stjärnor med en miljon gånger så stor luminositet som solen. (Avståndet mellan 1 och 10 är
därför lika stort som avstånden mellan 10 och 100, 100 och 1000 solluminositeter. Den lodräta
axeln är dessutom på insidan graderad i logaritmer av solluminositeten. Luminositeten
strålas ut från stjärnans hela yta och får inte förväxlas med en stjärnas magnitud, dvs
ljusstyrka. Längst ned har vi nollårslinjen, den linje där den allra lägsta luminositeten finns
för ett objekt som kan kallas för stjärna.
När en stjärna föds börjar fusionen i dess inre. Det betyder att yttemperaturen stiger och
stjärnan vandrar in på HR-diagrammet. Dess liv börjar på nollårslinjen, som man även kallar för
"Zero age main sequence" (ZAMS). En stjärnas storlek, yttemperatur och luminositet beror på
dess massa och vilken sammansättning av grundämnen den har. De flesta nyfödda stjärnor består
till större delen av väte och helium. Tyngre grundämnen kallas inom astronomin för "metaller".
En stjärna av solens storlek har dessutom en livstid på ca 10-12
miljarder år. En jättestjärna förbrukar sitt bränsle fortare och har kortare livstid. Ju
mindre en stjärna är, desto längre tid lever den. Men den får inte vara för liten. Då
når dess inre aldrig upp i den temperatur som behövs för att fusionen ska starta och den ska
bli en riktig stjärna och inte en brun dvärg. Nedre gränsen ligger vid 0,08 solmassor.
En stjärna av solens storlek börjar sin vandring några centimeter från nedre högra hörnet på
HR-diagrammet.
Stjärnornas ålder är något vi kan se i HR-diagrammet, eftersom huvudsekvensen är en stabil zon
med vätefusion, som hindrar gravitationens tryck mot stjärnans centrum. Stjärnor reglerar sig
själva på ett märkligt sätt. När bränslet börjar ta slut, krymper kärnan något. Följden blir att
temperaturen stiger, och fusionen av resten av bränslet i kärnans yttre kan gå något fortare.
Som följd kommer stjärnan att ligga kvar i huvudserien under större delen av sin livstid.
Huvudsekvensen är den första vilopausen av flera pauser och övergångar längs vägen genom
HR-diagrammet under en stjärnas liv.
Allteftersom fusionen fortsätter får stjärnan mer helium medan mängden väte avtar. Antalet
atomkärnor minskar, eftersom fyra vätekärnor genom fusionen blir en heliumkärna. Trycket i
centrum sjunker och kärnan pressas ihop. Gravitationell energi frigörs, vilket gör att stjärnans
inre blir hetare. Detta innebär högre luminositet, varvid de yttre lagren utvidgas,
temperaturen stiger. Radien ökar, vilket betyder att stjärnan sväller. Som en följd av detta
ökar luminositeten, eftersom denna är allt det ljus som strålas ut från stjärnans yta.
Som en följd av upphettningen och ökad luminositet förflyttas stjärnan på HR-diagrammet. Den
flyttas mot vänster eftersom den blir hetare, men den förflyttas även uppåt, eftersom
luminositeten stiger. Hastigheten för stjärnans rörelse i HR-diagrammet är obetydlig. Dess
funktion är att ge utrymme åt huvudsekvensen och göra den till ett band, ur vilket man kan
läsa ut stjärnans luminositet och yttemperatur men även dess ålder. Vet vi bara massan är det
enkelt, eftersom små stjärnor har långsam fusion och lever längre än jättarna, som förbrukar
sitt bränsle på kort tid.
När en stjärna av solens storlek har förbrukat allt sitt väte i kärnan, börjar den använda
det helium som bildats i dess centrum genom fusionen. Efter att stjärnan nått en ålder på ca
10-12 miljarder år är detta helium också förbrukat, och stjärnan övergår till att förbruka sitt
förråd av helium i skalet omkring kärnan. Nu ändrar den läge på HR-diagrammet.
Det som en gång var den vätefyllda kärnan har genom fusion blivit ett förråd av helium som
också förbrukats. Stjärnans centrum kan nu inte längre stå emot trycket utifrån utan börjar
tryckas samman, varvid skalet upphettas.
Följden blir att stjärnan börjar förflytta sig fort uppåt längs den röda jättegrenen på
diagrammet (RGB). I stjärnans centrum bildas passiv heliumgas och trängsel uppstår. Följden blir
att partiklarna inte längre kan röra sig lika lätt. Vi har nått ett tillstånd av degeneration.
Gasen expanderar inte längre, när temperaturen stiger. Det gör att stjärnan förflyttar sig
uppåt men samtidigt mot höger i HR-diagrammet. På grund av den gravitationella energin som
trycker samman kärnområdet blir stjärnans centrum allt hetare samtidigt som det minskar i
volym.
När det centrala området fått tillräckligt hög temperatur, trycker gravitationen samman
stjärnans centrum. Nu startar trippelalfaprocessen. 3 atomer helium blir en kolatom. En
heliumatom till och det bildas syre. Utvecklingen som kallas heliumflash sker explotionsartat.
En stjärnas livstid i huvudsekvensen beror på hur mycket bränsle som finns i stjärnen och hur
fort det förbrukas. När allt bränslet inuti en stjärna slutligen är använt och
kärnfusionen avslutas börjar stjärnan att dö. Nu när bränslet är slut börjar gravitationen ta
överhanden. Kärnan dras samman och gravitationsenergi släpps loss. Stjärnan blir tillfälligtvis
större ljusare och höljet större. Stjärnor som solen expanderar för att bli jättar. Men deras
luminositet ökar inte längre, trots den nya energikällan som tillkom genom heliumflashen: kol
och syre.
Stjärnan stabiliseras men med den nya energikällan i centrium. Förbränningen i skalet avtar,
stjärnans yttre sjunker ihop och luminositeten sjunker medan temperaturen på ytan ökar. Det
innebär att stjärnan förflyttar sig i HR-diagrammet i riktning tillbaka mot
huvudserien och eventuellt något nedåt. Denna gren kallas för den horisontella. Stjärnan
minskar men temperaturen stiger.
Stjärnor av solens storlek ökar i volym och ljustyrka under den sista fasen i sitt liv, just
innan de dör. Den utbrunna kärnan hos en stjärna med liten massa blir en vit dvärg. Kol och syre
i deras kärnor startar aldrig någon termonukleär reaktion p g a att det aldrig utvecklas
tillräckligt hög temperatur. Stjärnornas yttre lager kastas i stället iväg och kärnan av kol
och/eller syre blir synlig. Denna svalnar så småningom. Det är dessa utbrända rester vi kallar
vita dvärgar. Vad som finns kvar av en stjärna när den sjunker nedåt och lämnar HR-diagrammet är
en svalnad kärna under Chandrasekhargränsen 1,4 solmassor.
Av resterna från de döda stjärnorna bildas så smånginom stoftmoln, i vilka efter en tid kommer
att bildas nya stjärnor.