Daripada keruntuhan awan molekul hingga menjadi Kerdil Putih, Bintang Neutron atau Lohong Hitam — setiap bintang melalui satu riwayat hidup yang hampir sepenuhnya ditentukan oleh satu nombor sahaja: jisimnya.
Bintang ialah sfera plasma yang tergraviti sendiri, dengan suhu dan tekanan teras yang cukup tinggi untuk mencetuskan fusi hidrogen dan mengekalkannya sepanjang sebahagian besar hayatnya. Dua daya menjaga keseimbangan halus ini — keseimbangan hidrostatik: graviti menolak setiap lapisan ke dalam, manakala tekanan haba dan tekanan sinaran daripada teras yang berfusi menolak ke luar. Selagi kedua-duanya seimbang secara tepat, bintang kekal stabil selama berjuta hingga berbilion tahun. Apabila keseimbangan itu tergugat — kerana bahan api dalam teras semakin berkurangan — bintang mula menyusun semula strukturnya, dan riwayat perkembangannya yang sebenar pun bermula.
Bintang terbentuk daripada keruntuhan kawasan sejuk dan padat di dalam awan molekul gergasi, apabila daya graviti sendiri melebihi tekanan gas dalaman (ketakstabilan Jeans) — biasanya dicetuskan oleh gelombang kejutan daripada supernova berdekatan atau gelombang ketumpatan dalam lengan spiral. Sama ada gumpalan yang runtuh itu benar-benar menjadi bintang atau tidak, ditentukan semata-mata oleh jisim: di bawah kira-kira 0.08 jisim Matahari, suhu teras tidak pernah cukup tinggi untuk memfusikan hidrogen — hasilnya ialah Kerdil Coklat, "bintang yang gagal". Di atas kira-kira 150–200 jisim Matahari pula, tekanan sinaran ke luar menjadi begitu besar sehingga ia sentiasa menghempaskan lapisan luar (had Eddington) — satu had atas yang tegas bagi jisim bintang.
Apabila kecerahan sesuatu bintang diplotkan terhadap suhu permukaannya, hasilnya bukan taburan titik yang rawak, tetapi satu struktur yang teratur — Gambar Rajah Hertzsprung-Russell (HRD), yang dibangunkan secara berasingan sekitar tahun 1910 oleh Ejnar Hertzsprung dan Henry Norris Russell. Paksi-x secara tradisinya "terbalik": bintang panas dan biru di sebelah kiri, bintang sejuk dan merah di sebelah kanan — satu peninggalan sejarah daripada sistem klasifikasi spektrum. Kira-kira 90% daripada semua bintang terletak pada jalur pepenjuru yang sempit, iaitu jujukan utama: semakin panas (dan dengan itu semakin berjisim) sesuatu bintang, semakin ke atas dan ke kiri kedudukannya, dan semakin cerah ia. Selain itu, terdapat dua populasi lain: gergasi dan gergasi super di sebelah kanan atas — bintang yang mengembang tetapi agak sejuk berbanding pada penghujung fasa jujukan utamanya — dan Kerdil Putih di sebelah kiri bawah, panas tetapi malap kerana saiznya yang kecil.
Setiap kelas spektrum (O, B, A, F, G, K, M — daripada panas ke sejuk) turut dibahagikan kepada sepuluh subkelas (0–9) dan, secara berasingan, kepada kelas kecerahan (angka Rom I hingga VII): I untuk gergasi super, III untuk gergasi, V untuk bintang jujukan utama, VII untuk Kerdil Putih. Matahari dengan itu membawa klasifikasi penuh G2V — bintang jujukan utama subkelas 2 daripada kelas G. Dua koordinat ini, iaitu suhu dan kelas kecerahan, sudah memadai untuk menentukan kedudukan hampir semua bintang yang diketahui secara tepat dalam gambar rajah ini, sekali gus memberikan anggaran jisim, saiz dan fasa perkembangannya.
Daripada Kerdil Merah yang malap hingga ke Bintang Neutron, kepelbagaian objek bintang merangkumi pelbagai magnitud jisim, suhu dan ketumpatan. Enam jenis berikut merangkumi peringkat-peringkat terpenting — baik dalam jujukan utama mahupun sebagai peringkat akhir perkembangan bintang.
Kira-kira 75% daripada semua bintang dalam Bima Sakti adalah Kerdil Merah — begitu malap sehingga tiada satu pun boleh dilihat dengan mata kasar. Yang berjisim lebih rendah di antaranya (di bawah kira-kira 0.35 jisim Matahari) bersifat konvektif sepenuhnya, mencampurkan seluruh simpanan hidrogennya dan memfusikannya secara amat menjimatkan. Jangka hayat teori mereka jauh melebihi usia alam semesta pada masa kini — belum ada satu pun Kerdil Merah yang diketahui mati sebagai Gergasi Merah.
Hanya kira-kira 7% daripada semua bintang tergolong dalam kelas G. Jisim sederhana mereka membolehkan fusi hidrogen yang stabil dan hampir malar selama berbilion tahun melalui rantaian pp — cukup lama untuk membolehkan kimia kompleks dan kehidupan berkembang pada sekurang-kurangnya satu planet yang mengorbitnya.
Amat berjisim, amat panas dan sehingga sejuta kali lebih cerah daripada Matahari. Sinaran UV yang sengit daripadanya mengionkan awan molekul di sekelilingnya dan membentuk kawasan H-II yang bercahaya. Disebabkan kadar fusi yang amat tinggi, ia adalah antara bintang paling singkat hayatnya — dan hampir selalu berakhir sebagai supernova.
Setelah hidrogen dalam teras habis, teras ini mengecut manakala lapisan luar mengembang sehingga 100 hingga 200 kali jejari asalnya sambil menyejuk. Pembakaran hidrogen kini berterusan dalam satu lapisan mengelilingi teras helium, sehingga — jika jisim teras mencukupi — proses tiga-alfa tercetus dan memfusikan helium menjadi karbon.
Teras karbon-oksigen yang telah kehabisan bahan api daripada sebuah Gergasi Merah, terdedah setelah lapisan luarnya tertanggal sebagai nebula planet. Tiada lagi fusi berlaku — bintang ini hanya disokong daripada keruntuhan graviti selanjutnya oleh tekanan degenerasi elektron (satu kesan mekanik kuantum). Di atas 1.44 jisim Matahari (had Chandrasekhar), mekanisme ini gagal berfungsi.
Terbentuk apabila teras besi sebuah bintang berjisim besar (asalnya 8–20 M☉) runtuh dalam supernova keruntuhan teras, lalu proton dan elektron bergabung menjadi neutron. Tekanan degenerasi neutron menghentikan keruntuhan tersebut — yang tinggal ialah objek berjisim seperti Matahari, dimampatkan sehingga sebesar sebuah bandar. Kebanyakannya berputar amat laju sambil memancarkan sinaran radio berarah: pulsar.
Sirius B, teman Kerdil Putih kepada bintang paling terang di langit malam kita, memampatkan hampir keseluruhan jisim Matahari ke dalam satu isipadu yang hampir tidak lebih besar daripada Bumi. Satu sentimeter padu bahannya akan menimbang lebih daripada satu tan di Bumi. Pada tahun 1844, gangguan orbit Sirius A yang "tidak dapat dijelaskan" itulah yang membawa Friedrich Bessel kepada kesimpulan tentang kewujudan teman yang tidak kelihatan dan amat padat ini — berdekad-dekad sebelum ia berjaya dikesan secara optik.
Ketumpatan di dalam sebuah Bintang Neutron kira-kira menyamai ketumpatan sebuah nukleus atom — kira-kira 4×10¹⁷ kg/m³. Satu sudu teh bahan ini sahaja akan menimbang lebih kurang seberat keseluruhan Gunung Everest, malah beberapa kali ganda. Ini menjadikan Bintang Neutron sebagai objek paling padat yang diketahui dalam alam semesta yang belum lagi runtuh menjadi Lohong Hitam.
Pada jujukan utama, semua bintang memfusikan hidrogen menjadi helium — tetapi melalui dua laluan yang berbeza, bergantung pada jisim dan suhu terasnya. Dalam bintang seakan-Matahari dan yang lebih rendah jisimnya (suhu teras di bawah ~17 juta K), rantaian proton-proton (rantaian pp) mendominasi: nukleus hidrogen bergabung secara langsung melalui beberapa langkah menjadi helium. Dalam bintang yang berjisim melebihi kira-kira 1.3 jisim Matahari, kitaran CNO pula mengambil alih peranan utama — di sini karbon, nitrogen dan oksigen bertindak sebagai pemangkin, menyerap proton dan melepaskannya semula melalui beberapa langkah perantaraan, dan pada akhirnya tetap terhasil satu nukleus helium secara neto. Kitaran CNO amat sensitif terhadap suhu (kadar ∝ T¹⁷) dan oleh itu hanya mendominasi pada suhu teras yang tinggi dalam bintang berjisim besar.
Mengapakah bintang berjisim besar hidup jauh lebih singkat walaupun simpanan bahan apinya jauh lebih banyak? Jawapannya terletak pada hubungan jisim-kecerahan: kecerahan sebuah bintang jujukan utama meningkat lebih kurang mengikut kuasa 3.5 daripada jisimnya (L ∝ M³·⁵). Sebuah bintang yang 20 kali lebih berjisim hanya mempunyai 20 kali lebih banyak bahan api, tetapi menggunakannya pada kadar kira-kira 20³·⁵ ≈ 500,000 kali ganda — jangka hayatnya dengan itu berkurangan lebih kurang mengikut M⁻²·⁵. Hubungan inilah yang menghasilkan jurang jangka hayat bintang yang amat besar antara Kerdil Merah dan Gergasi Biru.
Anggaran jangka hayat jujukan utama bergantung pada jisim bintang (panjang bar ∝ log jangka hayat). Sebagai perbandingan: alam semesta berusia kira-kira 13.8 bilion tahun — sebuah bintang berjisim 0.5 jisim Matahari belum pun melalui 10% daripada hayatnya.
Perjalanan hidup sebuah bintang berjalan hampir sama bagi semua jisim sehingga fasa Gergasi Merah — selepas itu, jisim asalnya sahaja yang akhirnya menentukan nasibnya.
Gergasi Super Merah Betelgeuse di buruj Orion telah menamatkan pembakaran hidrogen terasnya dan hampir mencapai penghujung hayatnya — "hampir" di sini bermaksud: bila-bila masa dalam 100,000 tahun akan datang, boleh berlaku pada bila-bila masa sahaja. Jika ia meletup sebagai supernova, ia akan kelihatan lebih terang daripada bulan purnama dari Bumi selama berminggu-minggu, malah kelihatan pada waktu siang. Oleh kerana Betelgeuse terletak kira-kira 550 tahun cahaya jauhnya, letupan itu mungkin sudah pun berlaku — cahayanya sekadar belum sampai kepada kita.
Bintang jarang terbentuk secara bersendirian — dan sesetengah peringkat akhir serta sistem menunjukkan ciri-ciri yang jauh melebihi apa yang mampu dihasilkan oleh sebuah bintang tunggal yang terpencil.
Pulsar milisaat berputar beratus-ratus kali sesaat dan melakukannya dengan ketetapan yang hampir menyamai jam atom — perbezaannya hanya sepecahan mikrosaat sepanjang bertahun-tahun. Ahli radioastronomi menggunakan rangkaian "jam kosmik" seperti ini (pulsar-timing array) untuk mencari sebarang herotan kecil yang serentak dalam masa ketibaan isyaratnya — satu kaedah pengesanan bagi gelombang graviti berfrekuensi amat rendah yang dihasilkan oleh Lohong Hitam supermasif yang bergerak merentasi angkasa.