Evolusi bintang adalah rangkaian perubahan radikal yang dialami bintang selama masa hidupnya (masa dimana ia memancarkan cahaya dan panas). Bergantung pada ukurannya, masa ini terentang dari ratusan ribu tahun untuk bintang super masif hingga ratusan miliar tahun untuk bintang-bintang katai coklat.

Evolusi bintang tidak dipelajari dengan cara mengamati sebuah bintang dari lahir hingga kematiannya. Umur manusia terlalu singkat untuk melakukan hal tersebut. Evolusi bintang dipelajari melalui analisis hasil pengamatan ribuan bintang dengan usia yang berbeda-beda. Tugas astronom adalah memilah-milah dan mengurutkan mana bintang yang muda dan mana yang tua sesuai dengan karakteristik fisisnya. Pemodelan kemudian dilakukan untuk memperkirakan struktur bagian dalam bintang dalam berbagai usia tersebut. Kini, dengan berkembangnya teknologi komputasi, evolusi bintang dapat disimulasikan melalui pemodelan komputer.

Evolusi bintang adalah hasil dari “pertempuran” terus-menerus antara tarikan gravitasi dan tekanan ke luar yang berasal dari pembangkitan energi nuklir.

Bintang terbentuk di dalam awan molekul; yaitu sebuah daerah medium antarbintang yang luas dengan kerapatan yang tinggi (meskipun masih kurang rapat jika dibandingkan dengan sebuah vacuum chamber yang ada di Bumi). Awan ini kebanyakan terdiri dari hidrogen dengan sekitar 23–28% helium dan beberapa persen elemen berat. Komposisi elemen dalam awan ini tidak banyak berubah sejak peristiwa nukleosintesis Big Bang pada saat awal alam semesta.

Gravitasi mengambil peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Pembentukan bintang dimulai dengan ketidakstabilan gravitasi di dalam awan molekul yang dapat memiliki massa ribuan kali matahari. Ketidakstabilan ini seringkali dipicu oleh gelombang kejut dari supernova atau tumbukan antara dua galaksi. Sekali sebuah wilayah mencapai kerapatan materi yang cukup memenuhi syarat terjadinya instabilitas Jeans, awan tersebut mulai runtuh di bawah gaya gravitasinya sendiri.

Berdasarkan syarat instabilitas Jeans, bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri, melainkan dalam kelompok yang berasal dari suatu keruntuhan di suatu awan molekul yang besar, kemudian terpecah menjadi konglomerasi individual. Hal ini didukung oleh pengamatan dimana banyak bintang berusia sama tergabung dalam gugus atau asosiasi bintang.

Begitu awan runtuh, akan terjadi konglomerasi individual dari debu dan gas yang padat yang disebut sebagai globula Bok. Globula Bok ini dapat memiliki massa hingga 50 kali Matahari. Runtuhnya globula membuat bertambahnya kerapatan. Pada proses ini energi gravitasi diubah menjadi energi panas sehingga temperatur meningkat. Ketika awan protobintang ini mencapai kesetimbangan hidrostatik, sebuah protobintang akan terbentuk di intinya. Bintang pra deret utama ini seringkali dikelilingi oleh piringan protoplanet. Pengerutan atau keruntuhan awan molekul ini memakan waktu hingga puluhan juta tahun. Ketika peningkatan temperatur di inti protobintang mencapai kisaran 10 juta kelvin, hidrogen di inti 'terbakar' menjadi helium dalam suatu reaksi termonuklir. Reaksi nuklir di dalam inti bintang menyuplai cukup energi untuk mempertahankan tekanan di pusat sehingga proses pengerutan berhenti. Protobintang kini memulai kehidupan baru sebagai bintang deret utama.