O fator determinante na vida de uma estrela é a sua massa. Quanto mais massiva a estrela, maior é a quantidade de energia que ela perde por segundo e mais rápido ela evolue.
A figura mostra a relação temperatura-luminosidade das estrelas, conhecida como o diagrama Hertzsprung-Russell. Estrelas na seqüência principal geram energia convertendo, via fusão nuclear, hidrogênio em hélio. Quando as estrelas terminam com o hidrogênio no núcleo, elas saem da seqüência principal e entram na fase de gigante e depois super-gigante. Nestes estágios elas "queimam" hélio e elementos mais pesados, quando o núcleo alcança temperaturas cada vez mais altas, e densidades cada vez maiores. O quanto este processo progride depende da massa inicial da estrela. As estrelas de massa mais baixa que o Sol nunca passam da queima de hidrogênio, enquanto que as estrelas acima de 10 massas solares produzem elementos mais pesados, até atingir o ferro.
Esta simulação mostra a evolução de uma estrela no diagrama H-R. Para ver a evolução, clique sobre a estrela ou selecione sua massa na régua e pressione Go. A evolução total da estrela durará menos de 10 segundos, com a estrela passando a quantidade relativa de tempo correta em cada fase. Também é possível avançar a evolução um passo a cada vez, com o botão Step.
Usamos as seguintes definições:
| Mass | Massa da estrelas em massas solares. |
| Time | Idade da estrela em milhões de anos. |
Exemplos:
Note que: