1. 주계열(主系列)별

중력에 의해 만들어진 아기별의 중심부 온도가 중력압에 의해 1천만°K 이상에 달하게 되면 전기적으로 중성이었던 수소원자나 분자는 수소핵과 전자로 분리되고 수소 핵이 빅뱅 초기 때와 같은 융합을 시작하여 헬륨 핵(이것을 알파입자라고도 한다)을 만들게 되는데 하나의 수소 핵은 하나의 양성자로 이루어져 있고 하나의 헬륨 핵은 두개의 양성자와 두개의 중성자로 되어있기 때문에 하나의 헬륨 핵을 만들려면 우선 네 개의 수소 핵이 필요하다. 그 과정은 상당히 복잡하여 여기서는 생략하기로 하지만 이렇게 네 개의 양성자가 하나의 헬륨 핵을 만들면서 질량이 0.7% 줄어드는데 이와 같이 줄어드는 질량은 아인슈타인(Albert Einstein)의 공식 E=mc²에 따라 모두 열에너지로 전환되어 방출된다.

그리고 이 열에너지는 중력의 작용을 상쇄시켜 정수평형을 이룸으로서 별이 더 이상 줄어드는 것을 막아주는 한편 핵연료가 남아있는 한 연소를 지속시켜 별을 안정적으로 정착시킨다. 이와 같이 별의 중심부인 핵에서 수소를 원료로 헬륨을 융합하는 반응이 진행되고 그 주위를 비활성수소가 둘러싸고 있는 별을 주계열별이라고 한다. 그러나 주계열별이 되려면 어린별의 질량이 적어도 태양의 8% 이상, 본격적인 주계열별이 되려면 태양의 25%는 되어야 한다. 별의 진화에서 주계열별의 수명이 차지하는 비율은 90% 이상인데 태양과 비슷한 질량을 가진 별은 주계열별로서 약 100억년 정도를 지내게 된다.

 2. 적색거성(赤色巨星)

주계열별의 초기에는 중심핵에서 수소 핵융합이 일어나고 그 주위를 비활성 수소 층이 둘러싸고 있다. 이런 상태에서 수소 핵융합이 계속 진행되면 중심핵에는 비활성 헬륨이 점점 더 많이 축적되고 수소 핵융합은 그 주위에서 일어나며 비활성 수소 층은 점점 더 엷어진다. 그러다가 핵융합이 차차 줄어들고 무거운 헬륨이 증가하면서 온도가 낮아져 중심핵을 유지시키고 있던 평형이 깨어지게 된다. 그래서 핵융합이 중단될 때가 가까워지면 핵융합이 진행되는 동안에는 플라즈마 상태로 있던 원자핵과 전자가 다시 결합하게 된다. 그리고 중력압으로 인해 중력붕괴가 다시 시작되어 중심핵이 수축되면서 온도가 다시 높아져 부피가 증가하고, 부피가 증가하면 온도가 다시 떨어져서 중력압이 증가하는 열적 평형상태가 유지된다.

이런 과정에서 전자들은 원자핵과 단순히 결합만 하는 것이 아니라 전자가 차지할 수 있는 가장 낮은 에너지자리부터 차곡차곡 채워 나가면서 전자가 채울 수 있는 모든 자리를 채워서 원자는 전기적으로 중성이 되고 에너지가 가장 낮은 상태로 되는데 이런 상태를 축퇴(縮退)상태라고 하며 헬륨은 더 이상 압축할 수 없는 액체상태가 된다.

별의 중심핵이 완전히 축퇴되기 전까지는 위와 같은 열적 평형상태가 유지되나 완전히 축퇴되면 압력이 증가하면서 온도가 상승해도 부피가 증가하지 않기 때문에 온도가 낮아지는 것이 아니라 더 높아져서 중심핵에 쌓이게 된다. 그러다가 중심핵을 둘러싸고 있던 비활성 수소 층이 갑자기 수축한 중심핵의 표면으로 무너져 내리면서 압축되어 다시 핵융합을 시작하고 이 열로 인하여 수소 층의 가장 바깥부분이 엄청나게 팽창하여 별의 겉껍질을 만든다.

이 겉껍질은 팽창하면서 밀도가 점차 낮아지고 온도도 떨어지지만 수소 핵융합은 계속 이루어져서 우리가 그 빛을 볼 수 있게 되는데 겉껍질과 중심부 사이는 거의 진공에 가까우며 그 사이에서 대류가 이루어진다. 이와 같은 변화를 겪은 별은 겉껍질이 매우 크기는 하지만 표면온도가 낮아 붉은 색을 띠기 때문에 적색거성(큰 별)이라고 하는데 그래도 표면적이 넓기 때문에 주계열별보다는 더 밝다. 태양과 비슷한 질량을 가졌던 별은 태양의 500배 정도인 적색거성이 되어 약 1억년 정도를 지내게 된다.

3. 수평(水平)가지별

별의 겉껍질을 만들며 다시 시작된 핵융합으로 인하여 만들어지는 헬륨 핵이 중심핵에 자꾸 쌓이면 중심핵의 밀도가 높아져 축퇴된 중심핵의 가장 안쪽에서 작게나마 헬륨 핵융합이 일어나게 된다. 헬륨 핵융합으로 헬륨 핵 두개가 합성되면 양성자와 중성자가 각각 네 개씩인 베릴륨(beryllium/Be)이 만들어져야 되겠지만 이 핵은 너무 불안정하여 만들어진지 100조분의 1초 안에 해체되어 버린다. 그래서 헬륨 핵이 안정적으로 핵 합성을 하는 유일한 방법은 헬륨 핵 세 개가 거의 동시에 만나 양성자와 중성자가 각각 여섯 개씩인 탄소(炭素) 핵을 만드는 것이며 이때에도 역시 탄소 핵의 질량은 헬륨 핵 세 개의 질량보다 약간 작고 이렇게 줄어드는 질량이 열에너지로 바뀌는 것이다.(이것을 삼중알파반응이라고 한다).

축퇴된 헬륨으로 이루어진 중심핵에서는 처음에는 핵융합이 조금씩 퍼져나가지만 어느 정도 이상 확산이 되면 순식간에 전체로 확 번지면서 중심핵 내부의 온도는 수 시간 내로 수억°K까지 올라가며 폭발을 일으킨다. 이런 폭발을 헬륨 섬광(閃光)이라고 하는데 이 폭발은 그러나 별을 산산이 흩어버릴 정도의 에너지를 방출하지는 못하고 중심핵 안에서 전자들이 축퇴된 상태를 풀어주는 역할을 하게 되어 중심핵은 팽창하고 온도는 1억°K 정도로 떨어지며 안정된 삼중알파반응을 지속하여 탄소 핵을 만들어내게 된다. 그리고 그 주위를 비활성 헬륨 층이 둘러싸게 되며 수소핵융합이 진행되는 층과 비활성 수소 층은 점점 더 엷어지게 되는데 이 단계에 이른 별을 수평가지별이라고 하며 적색거성에 비해 표면온도는 훨씬 높지만 밝기는 비슷해서 이런 이름이 붙게 되었다. 태양과 비슷한 질량을 가졌던 별은 수평가지별로서도 약 1억년 정도를 지내게 된다.

 4. 점근선(漸近線)가지별

중심핵에서 만들어진 탄소로 인하여 핵 중심부의 압력이 높아지면 중심핵은 또 다시 뜨거워지면서 이번에는 탄소 핵과 헬륨 핵이 융합하여 양성자와 중성자가 각각 여덟 개씩인 산소(酸素) 핵을 만드는 탄소 핵융합을 일으키게 된다. 그러나 중심부의 헬륨이 고갈될 무렵이 되면 삼중알파반응과 탄소 핵융합이 점점 약해지다가 결국은 중단되며 다시 한 번 평형이 깨어지게 된다. 따라서 탄소와 산소로 이루어진 중심핵이 중력붕괴를 일으키면서 탄소와 산소는 축퇴상태로 들어가게 된다.

중심핵이 축퇴상태가 되면 이제는 압력이 증가하면서 온도가 상승해도 부피가 증가하지 않기 때문에 온도가 낮아지는 것이 아니라 더 높아져서 중심핵에 쌓이게 된다. 그러다가 중심핵을 둘러싸고 있던 비활성 헬륨 층이 갑자기 수축한 중심핵의 표면으로 무너져 내리면서 압축되고 다시 삼중알파반응을 일으켜 탄소가 만들어지면서 열로 인하여 헬륨 층의 바깥부분이 팽창하게 된다. 이 과정은 주계열별에서 수소가 고갈되어 갈 때와 매우 유사한데 이 단계에 이른 별을 점근선가지별이라고 하며 수평가지별에 비해 표면온도는 낮아지지만 표면적이 훨씬 더 크기 때문에 더 밝아진다. 태양과 비슷한 질량을 가졌던 별은 점근선가지별로서는 약 1천만년 정도를 지내게 된다.

5. 맥동변광성(脈動變光星), 식(蝕)변광성

적색거성이 된 이후에는 그 단계에 따라 중심핵에서 덥혀진 플라즈마가스가 대류를 통하여 겉껍질에 도달하면 겉껍질은 바깥쪽으로 약간 팽창을 하면서 밝아지고 이들이 식으면 다시 안쪽으로 수축을 하면서 어두워지기를 반복하게 되는데 이러한 별을 맥동변광성이라고 하며 여기에는 1일 이하의 주기로 변광하는 거문고자리 RR형 변광성 또는 성단형(星團型) 변광성, 수일에서 100일 이내의 주기를 가지는 세페이드 변광성, 100일 이상의 주기를 보이는 장주기(長週期)변광성 외에 주기가 불규칙하게 바뀌는 변광성도 있다. 우주에는 또 쌍둥이별이 매우 많은데 이들이 서로 공전을 하면서 일식이나 월식과 마찬가지로 한 별에 가려서 다른 별의 밝기가 달라지는 것을 식변광성이라고 한다.