Проблема происхождения и эволюции звезд является одной из основных проблем современной астрономии, а точнее, ее раздела, изучающего эволюцию Вселенной – космогонии.

Установлен очень важный факт: звезды образовались в Галактике не одновременно, процесс звездообразования происходит и в настоящее время. Образование звезд происходит группами, которые состоят из десятков и даже сотен звезд. Они возникают из вещества холодных и плотных молекулярных облаков в результате их неустойчивости. Эти молекулярные облака имеют огромные размеры и массы (более 105) и содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики.

В газово-пылевом облаке образуется несколько сгущений, которые сжимаются благодаря преобладанию сил гравитационного притяжения их частиц над силами газового давления. Такое сжатие сопровождается увеличением температуры сгущений и их плотности. Постепенно потенциальная энергия сгущения переходит в тепловую, облако сжимается еще больше и разогревается, превращаясь в звезду. Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой (греч. protos – «первый»). При достижении центральной областью звезды температуры в несколько миллионов кельвинов начинаются реакции термоядерного синтеза – превращения водорода в гелий. Если массы, необходимой для начала термоядерной реакции, недостаточно (не менее 1/12 масс Солнца), термоядерные реакции никогда не начнутся. Так образуются объекты, называемые коричневыми карликами. Их массы порядка 0,01–0,08 M.

Дальнейший жизненный путь звезды зависит от ее первоначальной массы и химического состава. Они определяют температуру фотосферы и светимость звезды. Эволюция звезды очень хорошо прослеживается по диаграмме Герцшпрунга–Рессела.

После начала в недрах звезды термоядерных реакций она выходит на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга–Рессела, и тогда на длительное время устанавливается равновесие между силами газового давления и гравитационного притяжения.

Когда общая масса гелия, образовавшегося в результате горения водорода, составит 7 % от массы звезды (для звезд с массой 0,8–1,2 M для этого потребуются миллиарды лет, для звезд с массой около 5–10 M – несколько миллионов), звезда, медленно увеличивая свою светимость, покинет главную последовательность, переместившись на диаграмме «спектр – светимость» вверх и вправо в область красных гигантов. Ядро звезды начнет сжиматься, его температура – повышаться, а оболочка звезды начнет расширяться и охлаждаться. Энергия будет вырабатываться лишь в сравнительно тонком слое водорода, окружающем ядро.