Ewolucja gwiazdy a położenie na diagramie W czasie swojego życia, gwiazda podlega ewolucji. Na początku, gdy rozpoczyna się synteza wodoru, gwiazda przemieszcza się na diagramie H-R w lewo (rośnie jej temperatura) osiągając ciąg główny. Gdy zasoby wodoru zmniejszają się, a w reakcjach jądrowych coraz większą rolę zaczyna odgrywać hel, zmniejsza się temperatura powierzchni gwiazdy i rośnie jej jasność. W rezultacie gwiazda opuszcza ciąg główny przesuwając się na diagramie H-R w prawą stronę i w górę. To, jak długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy: Gwiazdy o masie poniżej 10% (masy Słońca) po bardzo długim czasie stają się od razu białymi karłami. Jeżeli masa gwiazdy wynosi od 10%–25% M☉ to gwiazda po bardzo długim czasie z gwiazdy ciągu głównego stanie się błękitnym karłem a następnie białym karłem. Gwiazdy z ciągu głównego o masie od 0,25 do 3 M☉ w końcu swego życia stają się czerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po „spaleniu” helu stają się białymi karłami. Gdy masa gwiazdy jest większa od 3 M☉, to po krótkim pobycie na ciągu głównym gwiazda staje się nadolbrzymem, nową lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura.