W jądrze gwiazdy panują ogromna temperatura i ciśnienie, dzięki którym zachodzi synteza jądrowa — jądra wodoru łączą się w hel. W tym procesie część masy zamienia się w energię (zgodnie z $E = \Delta m c^2$). Ta energia jest wypromieniowywana jako światło i ciepło — dlatego gwiazda świeci.

Po wyczerpaniu wodoru w jądrze gwiazda podobna do Słońca rozdyma się w czerwonego olbrzyma. Następnie odrzuca zewnętrzne warstwy (tworząc mgławicę planetarną), a jej jądro kurczy się do gorącego, gęstego białego karła, który powoli stygnie.

Barwa gwiazdy zależy od temperatury jej powierzchni. Gwiazdy niebieskie są gorętsze (temperatura kilkudziesięciu tysięcy stopni), a czerwone chłodniejsze (kilka tysięcy stopni). Nasze Słońce (żółte) ma temperaturę pośrednią, ok. $5500^\circ\text{C}$.