Historię ewolucji gwiazd o różnej początkowej wielkości ilustruje diagram Hertzsprunga-Russella, z którego można odczytać m.in. przewidywaną historię Słońca i podobnych gwiazd, należących do tzw. ciągu głównego. W tej fazie ewolucji, zajmującej zwykle 70–90% czasu życia gwiazd, w ich centrum zachodzi „spalanie” wodoru (rośnie zawartość helu). Gdy jądro gwiazdy przekształci się w hel, dalszy wzrost masy następuje wskutek „spalania” wodoru w warstwie jego otoczenia, początkowo powoli, a następnie – gdy masa jądra osiągnie ok. 10% całej masy – coraz szybciej. Jądro zaczyna się kurczyć (co wiąże się ze wzrostem temperatury), a jego otoczka rośnie – gwiazda przesuwa się wtedy na tzw. gałąź czerwonych olbrzymów. Na gałąź czerwonych nadolbrzymów przemieszczają się te czerwone olbrzymy, w których temperatura jądra gwiazdy przekracza 108 K i jądra helu przekształcają się w jądra węgla i tlenu. Z zewnętrznych warstw jądra uwalniana jest część materii, która ulega jonizacji pod wpływem promieniowania gwiazdy (jest obserwowana z Ziemi jako efektowna mgławica planetarna). Pozostałością po wypalonej gwieździe jest biały karzeł (jądro wypalonej gwiazdy, pozbawione całej otoczki).