El diagrama H-R nos permite reconstruir la evolución temporal de las estrellas, debido a que su luminosidad y temperatura cambian en las diferentes etapas de su vida, cada una de las cuales tiene una duración del orden de millones de años. Así, el punto que representa a una estrella en el diagrama se desplaza y describe una trayectoria denominada traza evolutiva. Las estrellas cambian de temperatura y luminosidad debido a que las reacciones nucleares, que se producen en su interior, tienen un combustible limitado. La vida de las estrellas, aunque muy larga comparada con la humana, es finita. Cuando el combustible nuclear disminuye, se producen profundos cambios en sus parámetros físicos: tamaño, color y luminosidad. El resultado es que la estrella viaja a través del diagrama H-R a lo largo de su vida.

La última causa y la principal de estos cambios son las fuerzas gravitatorias dominantes en una estrella desde que nace y que tienden a contraerla a un tamaño menor. Una estrella se origina a partir del medio interestelar por contracción gravitacional en zonas donde la densidad de materia es alta, la energía cedida en la contracción hace que la temperatura del interior de la protoestrella (así llamada en esta fase) aumente. Cuando es suficientemente alta para que se desencadenen las reacciones nucleares la contracción gravitacional se detiene y las estrella radia la energía producida nuclearmente. Cuando el combustible nuclear se agota, otra vez se hacen dominantes las fuerzas gravitacionales por medio de la contracción de la estrella. Así pues, las diferentes fases de la vida de las estrellas están producidas por los procesos que detienen temporalmente la contracción gravitacional, o por la acción misma de la contracción.

El factor más importante en el tipo de vida que va a desarrollar una estrella es su masa inicial, podríamos decir que es el equivalente a los cromosomas en los humanos. Cuanto más masivas son las estrellas más altas son sus temperaturas centrales. Así las estrellas de la secuencia principal se encuentran en la fase de reacciones nucleares mediante la cual transforman el hidrógeno en helio en su núcleo. Las de la parte alta de la secuencia principal que son las más masivas producen una proporción de energía mayor por unidad de masa. Este hecho fue determinado observacionalmente por medio de la llamada relación masa-luminosidad que indica que la luminosidad de las estrellas de la secuencia principal es aproximadamente proporcional a la masa elevada a la potencia de 3.5 (L µ M^3.5). Por ejemplo, una estrella de masa dos veces la del Sol sería 11 (que es 2^3.5) veces más luminosa.

Parece entonces que las estrellas más masivas que tienen más combustible vivirán más tiempo, pero la verdad es justamente lo contrario. Como ocurre con el dinero o la comida, el tiempo que dura el combustible depende de la cantidad disponible divida por la proporción en que se gasta. Podemos estimar el tiempo que una estrella permanece en la secuencia principal dividiendo el combustible disponible (la masa de la estrella) entre la proporción en que lo consume (luminosidad o energía que pierde)

t_sp µ M / L como L µ M^3.5

t_sp µ 1 / M^2.5

Por ejemplo, el Sol probablemente tiene una vida en la secuencia principal del orden de 9 mil millones de años. Una estrella con una masa de 10 veces la solar tiene 10 veces más combustible para quemar pero lo hace en una proporción tan grande, de acuerdo con su relación masa-luminosidad, que el combustible se consume en sólo 30 millones de años. En el otro extremo están las estrellas poco masivas, una de solo 0.1 la masa del Sol duraría en la secuencia principal tres mil millones de años antes de agotar su combustible.

Los elementos químicos ligeros se fusionan por reacciones nucleares formando elementos más pesados en el núcleo de la estrella y de esta forma aumenta la temperatura y densidad de éste con la edad de la estrella. Se llama nucleosintesis estelar a esta propiedad de la estrella de crear ella misma los elementos químicos pesados a partir del hidrógeno. Después que el hidrógeno se ha quemado dando helio (un elemento aproximadamente 4 veces más pesado), las cenizas de esta primera reacción nuclear servirán de combustible para la siguiente fase nuclear en la que el helio se quema dando lugar al carbono y al oxigeno. Después si la estrella es suficientemente masiva, el carbono a su vez se fusionará dando magnesio y así sucesivamente hasta obtener el hierro. Este es el elemento más estable del sistema periódico y por tanto su transmutación ya sea por fisión o fusión requiere una cantidad tal de energía que su efecto será catastrófico para la estrella produciendo el fenómeno de supernova como veremos más adelante.