Эволю́ция звёзд, изменение внутреннего строения и внешнего вида звёзд с течением времени, вызванное непрерывной потерей энергии, излучаемой в окружающее пространство. Представления о том, как рождаются, живут и умирают звёзды, основаны на сравнении расчётов с наблюдениями большого числа звёзд на разных этапах их эволюции.

Звёзды формируются в межзвёздных газово-пылевых облаках, в которых по тем или иным причинам нарушается равновесие между силами тяготения и газового давления, в результате чего такие облака начинают сжиматься (коллапсировать). В процессе коллапса газ облака нагревается и уплотняется, его давление возрастает и начинает тормозить сжатие. Уменьшив за несколько десятков тысяч лет свои размеры в миллионы раз, облако превращается в молодую звезду – объект, в котором тяготение и давление газа уравновешивают друг друга. По закону сохранения момента импульса медленное вращение протозвёздного облака вокруг своей оси ускоряется по мере коллапса. Нарастающие центробежные силы вытягивают облако в направлении, перпендикулярном оси вращения. Если исходный момент облака достаточно велик, то эти силы разрывают облако на несколько частей, каждая из которых продолжает сжиматься, – так образуются двойные и кратные звёзды. В противном случае возникает одиночная молодая звезда, окружённая газово-пылевым протопланетным диском. Светимость молодых звёзд поддерживается их медленным сжатием, при котором работа сил тяготения переходит в теплоту, часть которой излучается с поверхности, а остаток идёт на нагрев внутренних слоёв.

У молодых звёзд массой $M\!>\!0,\!08\,M_\odot$ (где $M_\odot$ – масса Солнца) температура в центре поднимается выше 3 млн К, и в их недрах начинают идти термоядерные реакции превращения водорода в гелий, мощности которых хватает для поддержания светимости на нужном уровне, и сжатие прекращается – звезда становится «взрослой». У объектов с $M\!<\!0,\!08\,M_\odot$ (коричневых карликов) сжатие продолжается практически вечно: росту температуры и мощности ядерного энерговыделения до нужных значений препятствует вырождение электронного газа.

Стадия горения водорода в центральной области длится около 90 % активной жизни звезды, которая при этом почти не меняет свою светимость и температуру поверхностных слоёв (эффективную температуру) $T_{эфф}$. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство наблюдаемых звёзд расположено внутри сравнительно узкой полосы – главной последовательности. Время пребывания звезды на главной последовательности зависит от её массы: у звёзд с $M\!=\!100\,M_\odot$ это несколько миллионов лет, у звёзд с $M\!<\!0,\!5\,M_\odot$ – более 14 млрд лет, т. е. превышает современный возраст Вселенной. Солнце сейчас находится на главной последовательности, и за 4,5 млрд лет, прошедших после рождения, в его ядре выгорело около 50 % водорода.

Когда в центральной области звезды водорода больше не остаётся, он продолжает гореть в тонком слое, окружающем гелиевое ядро. Лишённое источников энергии ядро сжимается и нагревается. У звёзд с $M\!<\!0,\!5\,M_\odot$ давление вырожденного газа электронов останавливает сжатие прежде, чем температура увеличится до 100 млн К, когда возможны термоядерные реакции с участием ${\rm ^4He}$. Энерговыделение в слоевом источнике затухает, и образуется гелиевый белый карлик, эволюция которого сводится к медленному остыванию.

У звёзд с $0,\!5\,M_\odot\!<\!M\!<\!8\,M_\odot$ сжатие гелиевого ядра сопровождается расширением и охлаждением внешних слоёв. Звёзды покидают главную последовательность и становятся красными гигантами и сверхгигантами, а в их центральной области начинаются термоядерные реакции с образованием углерода $3\,{\rm ^4He}→\!{\rm ^{12}C}$ и кислорода ${\rm ^{12}C}+{\rm ^4He}→\!{\rm ^{16}O}$. По мере выгорания ${\rm ^4He}$, которое продолжается около 10 % времени жизни звезды на главной последовательности, светимость звезды растёт, но её радиус и $T_{эфф}$ меняются немонотонно. Когда ${\rm ^4He}$ в ядре кончается, оно начинает сжиматься, однако вскоре наступает вырождение электронного газа, давление которого останавливает сжатие. В этот момент на диаграмме Герцшпрунга – Рассела звезда находится на т. н. асимптотической ветви гигантов и состоит из углеродно-кислородного (C–O) ядра, над которым находятся два слоевых источника: в нижнем горит ${\rm ^4He}$, в верхнем – ${\rm ^1H}$. Когда Солнце через 5 млрд лет достигнет этой стадии, его радиус будет близок к радиусу земной орбиты. Горение ${\rm ^4He}$ в слоевом источнике происходит в виде сравнительно коротких вспышек, которые сопровождаются выбросом части внешних слоёв в окружающее пространство. Примерно столько же вещества уносится звёздным ветром в промежутках между вспышками. В результате обнажается горячее $(T_{эфф}\approx10^{5}\ К)$ ядро с $M\!\approx\!0,\!7\,M_\odot$, излучение которого подсвечивает сброшенную оболочку, что позволяет её наблюдать в течение ∼10⁴ лет в виде планетарной туманности. После этого оболочка рассеивается, а ядро превращается в медленно остывающий углеродно-кислородный белый карлик.

Эволюция звёзд с $M\!>\!8\,M_\odot$ после главной последовательности также сводится к увеличению плотности и температуры газа в центральной области, что приводит к последовательному синтезу всё более тяжёлых химических элементов. В какой-то момент упругость газа в этих областях становится слишком малой, для того чтобы противостоять силам тяготения. В результате ядро звезды коллапсирует, что приводит к термоядерному взрыву, который наблюдается как вспышка сверхновой звезды II типа. В зависимости от массы звезда разлетается либо полностью, либо частично, и тогда её ядро превращается в нейтронную звезду (при $M\!<\!25\,M_\odot$) либо в чёрную дыру. У звёзд с $8\,M_\odot\!<\!M\!<\!12\,M_\odot$ упругость газа понижается из-за нейтронизации ядер ${\rm O},$ ${\rm Ne}$ и ${\rm Mg},$ возникающих при горении ${\rm ^{12}C}.$ У звёзд с $12\,M_\odot\!<\!M\!<\!100\,M_\odot$ понижение упругости происходит вследствие фотодиссоциации ядер железа, у более массивных звёзд – из-за интенсивного рождения электрон-позитронных пар.

Перетекание вещества с одной звезды на другую может качественно изменить эволюцию звёзд, входящих в тесные двойные системы. Этим объясняется феномен вспышек катаклизмических переменных звёзд, новых звёзд и сверхновых звёзд типа Ia.

Важный фактор эволюции звёзд – звёздный ветер, который за время жизни может уменьшить массу звезды в несколько раз. Осевое вращение звезды, её магнитное поле и доля химических элементов тяжелее гелия в протозвёздном облаке также влияют на характер эволюции звёзд.