De sterren blijven niet altijd onveranderlijk. Iedere ster werd ooit eens gevormd, produceert dan uit kernreacties gedurende vrij lange tijd de energie die uitgestraald wordt, en zal tenslotte op minder of meer catastrofale wijze aan haar einde komen. Deze evolutie noemt men de "levensloop" van een ster. De precieze levensloop van een ster wordt bepaald door haar massa. Wij gaan eerst kijken naar wat er gebeurt met sterren die een massa hebben vergelijkbaar met die van de Zon en daarna naar de evolutie van veel zwaardere sterren.

Lichte sterren (b.v. de Zon)

In ons melkwegstelsel, tussen de sterren, bevinden zich zeer ijle gaswolken: interstellair gas. Volgens de zwaartekrachtwet van Newton, die we reeds ontmoetten in Hoofdstuk 5, trekt elk gasdeeltje in zo'n wolk de andere deeltjes in haar omgeving aan. Daardoor trekt een deel van de gaswolk samen tot een gasbol.

Doordat de deeltjes van die gasbol steeds dichter bij elkaar komen, gaat haar temperatuur stijgen. Als de temperatuur in het centrum de 10 miljoen graden overschrijdt, onstaan daar kernreacties. Waterstofdeeltjes worden omgevormd tot heliumdeeltjes. De hierbij geproduceerde energie belet bovendien dat de gasbol verder inkrimpt; een nieuwe ster is geboren. In de Zon zal deze omzetting van waterstof naar helium zo'n 10 miljard jaar doorgaan. Aangezien onze Zon ongeveer 4.5 miljard jaar oud is, zal ze nog 5,5 miljard jaar in deze toestand blijven.

Gedurende de ganse periode van waterstofomzetting in de kern, is de ster vrij stabiel; haar afmetingen, temperatuur en helderheid variëren nauwelijks. In het HR-diagram bevindt de ster zich dan op de hoofdreeks.

Op een gegeven ogenblik raakt de waterstofvoorraad in de kern echter uitgeput. De kernreacties zetten zich dan voort in een schil rondom de kern, waar nog voldoende waterstof voorhanden is. Hierdoor gaan de buitenlagen van de ster opzwellen: de ster wordt een rode reus. Ondertussen stijgt de temperatuur in de kern verder tot een waarde van ongeveer 100 miljoen graden. Hierbij ontstaan nieuwe kernreacties waarbij helium wordt omgezet in koolstof. Na de vorming van koolstof in de kern, volgt opnieuw een fase van kernfusie in de schillen rond de kern. Deze keer ondergaan naburige helium- en waterstoflagen afwisselend kernfusiereacties wat leidt tot een zeer onstabiele toestand waarbij de ster periodiek uitzet en terug inkrimpt. Tenslotte worden de buitenlagen van de ster weggeblazen. Deze vormen een zogenaamde planetaire nevel (die behalve haar doorgaans ronde vorm niets met planeten gemeen heeft). Deze ganse evolutie vergt typisch enkele honderden miljoenen jaren.

Wat van de ster overblijft (de kern, dus) heeft ondertussen een enorme dichtheid bereikt. Alhoewel deze kern nog steeds een behoorlijk deel van de totale massa van de oorspronkelijke ster bevat, is zij zo sterk samengetrokken dat zij vaak kleiner dan de Aarde is geworden. Een dergelijk sterrestant noemen we een witte dwerg. Zo'n witte dwerg dooft dan langzaam uit; het duurt nog een goede tien miljard jaar alvorens het sterrestant zo koel geworden is dat we het niet meer kunnen waarnemen.

Zware sterren

De evolutie van een ster met een massa van twee zonsmassa's of meer verloopt veel sneller. Na slechts een half miljard jaar op de hoofdreeks, zwelt de ster op tot een superreus. De temperatuur in het centrum kan oplopen tot enkele miljarden graden, waarbij koolstof verder wordt omgezet tot zuurstof, magnesium, silicium en tenslotte ijzer. Daarna wordt de ster zeer instabiel. De kern stort in elkaar, terwijl de buitenlagen met explosieve kracht de ruimte worden ingestoten. Dit fenomeen nemen we vanop Aarde waar als een supernova: door de grote helderheid van de explosie lijkt het alsof er een "nieuwe" ster aan de hemel verschijnt (Latijn: nova = nieuw). De in elkaar gestorte kern vormt een zogenaamde neutronenster. Neutronensterren zijn nog compacter dan witte dwergen.

Het restant van een ster met een massa van meer dan acht zonsmassa's kan trouwens zo compact worden dat zelfs licht er niet meer in slaagt aan de zwaartekracht van het object te ontsnappen. Van zo'n sterrestant kunnen wij dus niets zien; daarom spreken we van een zwart gat.