Žvaigždžių vidaus sandaros, chem. sudėties ir kitų charakteristikų lėtas negrįžtamas kitimas. Žvaigždės susidaro iš šaltos tarpžvaigždinės medžiagos dėl jos dujų atomų, molekulių ir dulkių gravitacinės sąveikos. Gravitacinio traukimosi stadijos medžiagos gniužulas vadinamas prožvaigžde. Kai prožvaigždė pasiekia Hercšprungo ir Raselo diagramos pagr. seką ir beveik nustoja trauktis, prasideda jos žvaigždinė stadija; žvaigždės centr. srityje prasideda termobranduolinės reakcijos, per kurias vandenilis virsta heliu. Pagr. sekoje žvaigždės išbūna ilgiausią savo evoliucijos trukmės dalį. Žvaigždės šerdyje visam vandeniliui virtus heliu, vandenilio virsmo heliu brand. reakcijos prasideda žiediniame sluoksnyje aplink šerdį. Šerdis sparčiai traukiasi, jos t-ra kyla, žvaigždės išoriniai sluoksniai plečiasi ir vėsta. Žvaigždė palieka pagr. seką ir virsta raudonąja milžine arba supermilžine. Šerdies t-rai pakilus iki ~100 mln. K, helio branduoliai pradeda jungtis į anglies branduolius, ir žvaigždė pereina į horizontalioją seką. Tokios žvaigždės centre helis virsta anglimi, o sferiniame sluoksnyje aplink šerdį vandenilis virsta heliu. Mažėjant helio ištekliams šerdyje, ji vėl ima trauktis ir kaisti. Kai šerdyje visai pasibaigia helis, jis virsta anglimi sferiniame sluoksnyje aplink šerdį, ir žvaigždė asimptotine seka vėl grįžta į raudonųjų milžinių seką. Tuo metu ji turi dvi sferines brand. reakcijų zonas – išorinį sluoksnį, kuriame vandenilis virsta heliu, ir vidinį sluoksnį, kuriame helis virsta anglimi. Brand. reakcijų zonai priartėjus prie žvaigždės išorinių sluoksnių, žvaigždė juos nusimeta; jie išsisklaido erdvėje planetiškojo ūko pavidalu. Likusi karšta žvaigždės šerdis susitraukia ir virsta baltąja nykštuke. Taip evoliucionuoja žvaigždės, kurių pradinė masė, joms būnant pagr. sekoje, mažesnė nei ~2 M . Didelės masės žvaigždės (>8 ) evoliucionuoja kitaip: sprogusios kaip supernovos, jos virsta neutroninėmis žvaigždėmis (pulsarais) arba juodosiomis bedugnėmis
Visų žvaigždžių spektrai yra tolydiniai su daugybe absorbcijos linijų, priklausančių įvairiems elementams. Pagal vienų ar kitų elementų linijų buvimą ir jų tamsį žvaigždės skirstomos į spektrines klases O-B-A-F- G-K-M (temperatūros žemėjimo kryptimi). O ir B spektr. klasių žv. spinduliavimo stiprio maksimumas yra ultravioletiniame spektro ruože, A žv. – violetiniame ruože, F žv. – mėlynajame ruože, G žv. – žaliajame ir geltonajame ruože, K ir M žv. – raudonajame ir infraraudonajame ruože. B, A ir F sp. klasių žv. spektruose matomi intensyvumo šuoliai ties Laimano, Balmerio, Pašeno ir kitų vandenilio serijų ribomis. O sp. klasės žv. spektruose matomos jonizuoto helio linijos, B sp. klasės – neutralaus helio ir vandenilio linijos, A ir F sp. klasės – vandenilio ir kai kurių metalų linijos, G-K sp. klasių – daugybė metalų linijų (ypač stiprios Ca, Fe, Na, Mg linijos), M sp. klasės – metalų linijos ir TiO molekulių juostos. Anglingųjų R ir N sp. klasių žv. spektruose be metalų linijų matomos C2, CN ir CH molekulių juostos, o cirkoningųjų S sp. klasės žv. spektruose – ZrO molekulių juostos. Kai kurių tipų žv. (Volfo-Raje, Of, Oe, Be, Herbigo žvaigždžių, orionidžių, novų, supernovų ir kt.) spektruose stebimos emisijos linijos.