एक आणविक बादल के ढहने से लेकर श्वेत वामन, न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल तक — हर तारा एक ऐसी जीवनी से गुज़रता है, जो लगभग पूरी तरह से एक ही संख्या से निर्धारित होती है: उसका द्रव्यमान।
तारा प्लाज़्मा से बना एक स्वयं-गुरुत्वाकर्षी गोला है, जिसके केंद्र में तापमान और दाब इतने अधिक होते हैं कि हाइड्रोजन संलयन प्रज्वलित हो सके और उसके जीवन के अधिकांश भाग में बना रहे। इस दौरान दो बल उसे एक संवेदनशील संतुलन में रखते हैं — हाइड्रोस्टैटिक संतुलन: गुरुत्वाकर्षण हर परत को भीतर की ओर धकेलता है, जबकि संलयनशील क्रोड से आने वाला तापीय दाब और विकिरण दाब बाहर की ओर धकेलता है। जब तक दोनों बल ठीक-ठीक संतुलित रहते हैं, तारा लाखों से लेकर अरबों वर्षों तक स्थिर बना रहता है। जब यह संतुलन बिगड़ता है — क्योंकि क्रोड में ईंधन समाप्त हो जाता है —, तो तारा स्वयं को पुनर्गठित करना शुरू करता है, और उसकी वास्तविक विकास-गाथा शुरू होती है।
तारे विशाल आणविक बादलों के भीतर ठंडे, सघन क्षेत्रों के ढहने से बनते हैं, जब उनका स्वयं का गुरुत्वाकर्षण आंतरिक गैस-दाब से अधिक हो जाता है (जीन्स-अस्थिरता) — अक्सर यह पास की सुपरनोवा से आने वाली शॉक तरंगों या सर्पिल भुजाओं में घनत्व तरंगों से शुरू होता है। ढहता हुआ पिंड वास्तव में तारा बनेगा या नहीं, यह केवल द्रव्यमान से तय होता है: लगभग 0.08 सौर द्रव्यमान से कम पर क्रोड-तापमान कभी भी हाइड्रोजन संलयन के लिए पर्याप्त नहीं होता — परिणाम एक भूरा वामन होता है, एक "असफल तारा"। लगभग 150–200 सौर द्रव्यमान से अधिक पर बाहर की ओर कार्य करने वाला विकिरण दाब इतना अधिक हो जाता है कि वह बाहरी परतों को लगातार उड़ा देता है (एडिंगटन सीमा) — जो तारकीय द्रव्यमानों के लिए एक कठोर ऊपरी सीमा है।
जब किसी तारे की चमक (ल्यूमिनोसिटी) को उसके सतह-तापमान के विरुद्ध आलेखित किया जाता है, तो कोई यादृच्छिक बिंदु-समूह नहीं बनता, बल्कि एक व्यवस्थित संरचना उभरती है — हर्ट्ज़स्प्रुंग-रसेल आरेख (HRD), जिसे लगभग 1910 में एजनर हर्ट्ज़स्प्रुंग और हेनरी नॉरिस रसेल ने स्वतंत्र रूप से विकसित किया। इसमें x-अक्ष परंपरागत रूप से "उल्टा" चलता है: गर्म, नीले तारे बाईं ओर, ठंडे, लाल तारे दाईं ओर — जो वर्णक्रमीय वर्गीकरण की एक ऐतिहासिक विरासत है। लगभग 90% तारे एक संकरी विकर्ण पट्टी पर स्थित हैं, जिसे मुख्य अनुक्रम कहा जाता है: तारा जितना अधिक गर्म (और इसलिए अधिक द्रव्यमान वाला) होता है, वह उतना ही ऊपर बाईं ओर और उतना ही अधिक चमकदार होता है। इससे अलग दो अन्य समूह बनते हैं: ऊपर दाईं ओर दानव और महादानव तारे — फूले हुए, लेकिन अपेक्षाकृत ठंडे तारे, जो अपने मुख्य-अनुक्रम जीवन के अंत में हैं — और नीचे बाईं ओर श्वेत वामन, जो गर्म तो होते हैं, लेकिन अपने छोटे आकार के कारण मंद।
प्रत्येक वर्णक्रमीय वर्ग (O, B, A, F, G, K, M — गर्म से ठंडे तक) को आगे दस उप-वर्गों (0–9) में और, इसके समानांतर, चमक-वर्गों (रोमन अंकों में I से VII तक) में विभाजित किया जाता है: महादानवों के लिए I, दानवों के लिए III, मुख्य-अनुक्रम तारों के लिए V, श्वेत वामनों के लिए VII। इस प्रकार सूर्य का पूर्ण वर्गीकरण G2V है — G-वर्ग के उप-वर्ग 2 का एक मुख्य-अनुक्रम तारा। ये दो निर्देशांक, तापमान और चमक-वर्ग, व्यावहारिक रूप से किसी भी ज्ञात तारे को आरेख में ठीक-ठीक स्थापित करने और उसके अनुमानित द्रव्यमान, आकार तथा विकास-चरण को पढ़ने के लिए पर्याप्त हैं।
मंद लाल वामन से लेकर न्यूट्रॉन तारे तक, तारकीय पिंडों की विविधता द्रव्यमान, तापमान और घनत्व में कई कोटि (ऑर्डर) तक फैली हुई है। निम्नलिखित छह प्रकार सबसे महत्वपूर्ण पड़ावों को दर्शाते हैं — मुख्य अनुक्रम पर भी और तारकीय विकास के अंतिम चरणों के रूप में भी।
मिल्की वे के लगभग 75% तारे लाल वामन हैं — इतने मंद कि इनमें से एक भी नंगी आंखों से दिखाई नहीं देता। इनमें से कम द्रव्यमान वाले (लगभग 0.35 सौर द्रव्यमान से कम) पूरी तरह संवहनी (convective) होते हैं, अपने संपूर्ण हाइड्रोजन भंडार को मिलाते रहते हैं और उसे अत्यंत मितव्ययिता से संलयित करते हैं। सैद्धांतिक जीवनकाल ब्रह्मांड की वर्तमान आयु से कहीं अधिक है — अब तक कोई लाल वामन लाल दानव के रूप में नहीं मरा है।
केवल लगभग 7% तारे ही G-वर्ग में आते हैं। उनका मध्यम द्रव्यमान pp-श्रृंखला के माध्यम से अरबों वर्षों तक लगभग स्थिर हाइड्रोजन संलयन की अनुमति देता है — इतने लंबे समय तक कि कम से कम एक परिक्रमा करने वाले ग्रह पर जटिल रसायन और जीवन विकसित हो सका।
अत्यंत भारी, अत्यंत गर्म और सूर्य से दस लाख गुना तक अधिक चमकदार। इनका तीव्र पराबैंगनी विकिरण आसपास के आणविक बादल को आयनित कर चमकते H-II क्षेत्र बनाता है। भारी संलयन-दर के कारण ये सभी तारों में सबसे अल्पजीवी होते हैं — और व्यावहारिक रूप से हमेशा सुपरनोवा के रूप में अपना जीवन समाप्त करते हैं।
क्रोड में हाइड्रोजन समाप्त होने के बाद वह सिकुड़ता है, जबकि बाहरी आवरण अपने मूल त्रिज्या के 100 से 200 गुने तक फैलता है और साथ ही ठंडा होता जाता है। हाइड्रोजन दहन अब हीलियम-क्रोड के चारों ओर एक कोश (शेल) में जारी रहता है, जब तक — पर्याप्त क्रोड-द्रव्यमान होने पर — वहां ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया प्रज्वलित होकर हीलियम को कार्बन में संलयित नहीं करने लगती।
एक लाल दानव का बुझा हुआ कार्बन-ऑक्सीजन क्रोड, जो आवरण के ग्रहीय नीहारिका के रूप में त्याग दिए जाने के बाद उजागर हो जाता है। अब कोई संलयन नहीं होता — तारा पूरी तरह इलेक्ट्रॉन अपभ्रष्टता दाब (एक क्वांटम-यांत्रिक प्रभाव) के सहारे आगे के गुरुत्वाकर्षण पतन के विरुद्ध टिका रहता है। 1.44 सौर द्रव्यमान (चंद्रशेखर सीमा) से ऊपर यह तंत्र विफल हो जाता है।
यह तब बनता है जब किसी भारी तारे (मूलतः 8–20 M☉) का लौह-क्रोड कोर-कोलैप्स सुपरनोवा में ढह जाता है और इस दौरान प्रोटॉन तथा इलेक्ट्रॉन मिलकर न्यूट्रॉन बनाते हैं। न्यूट्रॉन-अपभ्रष्टता दाब पतन को रोक देता है — शेष रह जाती है एक ऐसी वस्तु जिसका द्रव्यमान सूर्य के बराबर है, लेकिन जो एक शहर के आकार में संपीड़ित है। कई न्यूट्रॉन तारे अत्यंत तेज़ी से घूमते हैं और साथ ही संकेंद्रित रेडियो विकिरण उत्सर्जित करते हैं: पल्सार।
सिरियस B, हमारे रात्रि आकाश के सबसे चमकीले तारे का श्वेत-वामन साथी, सूर्य के लगभग पूरे द्रव्यमान को एक ऐसे आयतन में संपीड़ित करता है जो पृथ्वी से मुश्किल से ही बड़ा है। इसके पदार्थ का एक घन सेंटीमीटर पृथ्वी पर एक टन से अधिक वज़न रखेगा। यह 1844 में सिरियस A की "अस्पष्ट" कक्षीय गड़बड़ी ही थी, जिसने फ्रीडरिष बेसेल को इस अदृश्य, अत्यंत सघन साथी के अस्तित्व का अनुमान लगाने दिया — इसके प्रकाशीय रूप से पता चलने से दशकों पहले।
न्यूट्रॉन तारे के भीतर का घनत्व लगभग एक परमाणु नाभिक के घनत्व के बराबर होता है — लगभग 4×10¹⁷ किग्रा/मी³। इस पदार्थ का एक अकेला चम्मच पृथ्वी पर लगभग उतना ही वज़न रखेगा जितना संपूर्ण माउंट एवरेस्ट, कई बार लिया गया। इस प्रकार न्यूट्रॉन तारे ब्रह्मांड की सबसे सघन ज्ञात वस्तुएं हैं, जो अभी तक ब्लैक होल में नहीं ढह चुकी हैं।
मुख्य अनुक्रम पर सभी तारे हाइड्रोजन को हीलियम में संलयित करते हैं — लेकिन क्रोड के द्रव्यमान और तापमान के अनुसार दो अलग-अलग मार्गों से। सूर्य-सदृश और कम द्रव्यमान वाले तारों में (क्रोड-तापमान ~17 मिलियन K से कम) प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला (pp-श्रृंखला) प्रमुख होती है: हाइड्रोजन नाभिक कई चरणों में सीधे हीलियम में मिल जाते हैं। लगभग 1.3 सौर द्रव्यमान से अधिक के तारों में इसके बजाय CNO-चक्र मुख्य भूमिका निभाता है — यहां कार्बन, नाइट्रोजन और ऑक्सीजन उत्प्रेरक के रूप में कार्य करते हैं, जो प्रोटॉन ग्रहण करते हैं और कई मध्यवर्ती चरणों के बाद उन्हें फिर छोड़ देते हैं, अंत में शुद्ध रूप से फिर एक हीलियम नाभिक शेष रहता है। CNO-चक्र तापमान के प्रति अत्यंत संवेदनशील है (दर ∝ T¹⁷) और इसलिए यह केवल भारी तारों के उच्च क्रोड-तापमान पर ही प्रमुख बनता है।
भारी तारे अपने कहीं अधिक बड़े ईंधन-भंडार के बावजूद इतने कम समय तक क्यों जीते हैं? इसका उत्तर द्रव्यमान-चमक संबंध में निहित है: एक मुख्य-अनुक्रम तारे की चमक लगभग उसके द्रव्यमान की 3.5वीं घात के साथ बढ़ती है (L ∝ M³·⁵)। इस प्रकार 20 गुना अधिक द्रव्यमान वाले तारे के पास केवल 20 गुना अधिक ईंधन होता है, लेकिन वह इसे लगभग 20³·⁵ ≈ 500,000 गुनी दर से खर्च करता है — इसके चलते जीवनकाल लगभग M⁻²·⁵ के अनुसार घटता है। यही संबंध लाल वामनों और नीले दानवों के बीच तारकीय जीवनकाल की विशाल विविधता उत्पन्न करता है।
तारे के द्रव्यमान पर निर्भर अनुमानित मुख्य-अनुक्रम जीवनकाल (पट्टी की लंबाई ∝ log जीवनकाल)। तुलना के लिए: ब्रह्मांड की आयु लगभग 13.8 अरब वर्ष है — एक 0.5-सौर-द्रव्यमान तारे ने अभी अपने जीवन का 10% भी पूरा नहीं किया है।
तारे का जीवन-पथ लाल-दानव चरण तक सभी द्रव्यमानों के लिए समान रूप से चलता है — उसके बाद प्रारंभिक द्रव्यमान ही अंततः उसके भाग्य का निर्णय करता है।
ओरायन तारामंडल का लाल महादानव बेटेलगेस अपना क्रोड-हाइड्रोजन दहन पहले ही समाप्त कर चुका है और अपने जीवन के अंत के करीब है — यहां "करीब" का अर्थ है: अगले 100,000 वर्षों में कभी भी, किसी भी क्षण संभव। यदि यह सुपरनोवा के रूप में विस्फोट करता है, तो पृथ्वी से यह कई सप्ताहों तक पूर्णिमा के चांद से भी अधिक चमकीला दिखाई देगा और दिन के आकाश में भी दिखाई देगा। चूंकि बेटेलगेस लगभग 550 प्रकाश-वर्ष दूर है, यह विस्फोट पहले ही हो चुका हो सकता है — बस उसका प्रकाश अभी तक हम तक नहीं पहुंचा होगा।
तारे शायद ही कभी अकेले बनते हैं — और कुछ अंतिम चरण तथा तंत्र ऐसी विशेषताएं दिखाते हैं जो किसी एकल, पृथक तारे की क्षमता से कहीं आगे जाती हैं।
मिलीसेकंड पल्सार प्रति सेकंड कई सौ बार घूमते हैं और यह इतनी नियमितता से करते हैं जो परमाणु घड़ियों के लगभग बराबर है — विचलन वर्षों में एक माइक्रोसेकंड के अंशों तक सीमित रहता है। रेडियो खगोलविद ऐसी "ब्रह्मांडीय घड़ियों" (पल्सार-टाइमिंग-ऐरे) के नेटवर्क का उपयोग उनके संकेतों के आगमन-समय में सूक्ष्म, साझा विकृतियों की खोज के लिए करते हैं — यह अत्यंत निम्न-आवृत्ति वाली गुरुत्वाकर्षण तरंगों का पता लगाने की एक विधि है, जो सुपरमैसिव ब्लैक होल से उत्पन्न होकर अंतरिक्ष में फैलती हैं।