Jeżeli gwiazda obraca się szybko, jej promień biegunowy jest mniejszy niż promień równikowy, wzrost temperatury wybuchu szybciej i intensywniej przebije się na biegunach niż na równiku, w wyniku czego formujący się pierścień mgławicy będzie owalny, a wypływ materii szybszy w okolicach biegunowych.

Ewolucja gwiazdy zależy głównie od masy zapadającego się obłoku i spełnia kilka schematów ewolucji gwiazdy zależne od masy początkowej obłoku. Słońce należy do trzeciego schematu ewolucyjnego.

Schematy ewolucji gwiazdy: protogwiazda → brązowy karzeł → czarny karzeł* protogwiazda → czerwony karzeł → błękitny karzeł* protogwiazda → gwiazda ciągu głównego typu Słońca → czerwony olbrzym → mgławica planetarna → biały karzeł → czarny karzeł* protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czerwony olbrzym → supernowa → gwiazda neutronowa protogwiazda → błękitny nadolbrzym → supernowa → czarna dziura protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czarna dziura protogwiazda → hiperolbrzym → pair instability supernova → całkowite rozerwanie gwiazdy

*Wszechświat istnieje zbyt krótko, by jakiekolwiek czarne lub błękitne karły zdążyły powstać.

Okres dojrzały Gwiazdy osiągają przeróżne wielkości i kolory – największe nadolbrzymy (np. Betelgeza) osiągają rozmiary kilkaset razy większe od Słońca.