Fizyczne podstawy ewolucji gwiazd thumb|600px|Cykl życiowy Słońca thumb|400px|Ścieżki ewolucji gwiazdy w zależności od masy początkowej. Synteza termojądrowa dostarcza energię, która rozgrzewa gwiazdę. O szybkości przebiegu syntezy jąder atomów wodoru w hel decyduje prędkość zderzających się cząstek (czyli temperatura gazu) oraz liczba zderzeń (czyli gęstość, a pośrednio – ciśnienie gazu). Przyciąganie grawitacyjne zewnętrznych mas gwiazdy wywołuje ciśnienie, które nie dopuszcza do rozproszenia się cząsteczek gazu, w stanie stabilnym jest ono od wewnątrz równoważone przez ciśnienie rozgrzanego gazu.
Równowaga w gwieździe jest dynamiczna, a jej warunki zmieniają się w miarę upływu czasu. Wzrost energii wydzielającej się w centrum gwiazdy powoduje wzrost temperatury, co z kolei owocuje rozprężeniem się gazu, które skutkuje zmniejszeniem się liczby zderzających się cząsteczek i zmniejszeniem się szybkości reakcji termojądrowych, co prowadzi do zmniejszenia temperatury itd. Zmiany mogą być powolne, ale mogą też być w pewnych obszarach gwiazdy gwałtowne, co obserwujemy pośrednio jako rozbłyski na Słońcu. Ale globalnie gwiazda jest stabilna przez dłuższy czas.