हालांकि भौतिक विज्ञान किसी भी तारे का अंतर्निहित भौतिक विज्ञान है, तथापि सितारों के कई पहलुओं को अभी तक सबसे उनकी भौतिकी के माध्यम से अच्छी तरह से वर्णित नहीं किया गया है। तारकीय विज्ञान सभी भौतिक विज्ञानों के लिए प्रयुक्त होने वाला शब्द है जिसे ब्रह्मांड के किसी भी तारे या किसी विशेष तारे के लिए लागू किया जा सकता है। सूर्य का सौर विज्ञान एक संपूर्ण विज्ञान है जिसमे हमारे स्थानीय सूर्य से संबंधित सभी भौतिक विज्ञान शामिल हैं।

तारकीय-प्रक्रियाओं में सामान्य तारकीय गतिशीलता, तारे, तारकीय विकास, क्षितिज घटना, ब्लैक होल, एक्सरे, नाभिकीय संलयन और अन्य शामिल हैं। खगोल विज्ञान में, तारकीय विकास उन परिवर्तनों का क्रम है जो एक तारे के सैंकड़ों, हजारों, लाखों या अरबों वर्षों के जीवनकाल के दौरान आते हैं, जिसके दौरान यह प्रकाश और ऊष्मा छोड़ता है। उस समय के दौरान, तारा पूर्ण रूप से बदल जाएगा.

तारकीय विकास का अध्ययन एक तारे के जीवन काल के विश्लेषण द्वारा नहीं किया जाता-कई तारकीय परिवर्तन इतनी धीमी गति से होते हैं कि उनका पता लगाने में कई सदियाँ लग जाती हैं। इसके बजाय, खगोलविद इनके जीवनकाल के अलग-अलग बिन्दुओं पर कई तारों के विश्लेषण द्वारा तथा कंप्यूटर मॉडलों द्वारा तारकीय संरचना का अनुकरण कर के यह पता लगाते हैं कि तारे कैसे विकसित होते हैं।

तारों के उद्भव की चर्चा "मुख्य लेख: तारों का उद्भव" में की गई है।

तारकीय विकास एक विशाल आणविक बादल (जीएमसी (GMC)) के रूप में शुरू होता है जिसे तारकीय नर्सरी भी कहते हैं। एक गैलेक्सी के अधिकांश 'खाली स्थान' के अंदर वास्तव में 0.1 से 1 कण प्रति सेमी³ जगह होती है, किन्तु एक जीएमसी (GMC) के अन्दर का विशिष्ट घनत्व कुछ लाख कण प्रति सेमी³ है। एक जीएमसी (GMC) में हमारे सूर्य की तुलना में 50 से 300 प्रकाश वर्ष के बराबर अधिक द्रव्यमान होता है जो कि आकार के आधार पर 1,00,000 से 1,00,00,000 गुना अधिक है।

बहुत छोटे बौने तारों का तापमान कभी भी इतना अधिक नहीं हो पाता जो हाइड्रोजन का आणविक संलयन शुरू करने के लिए वांछित है; 0.1 सौर द्रव्यमान वाले ये तारे भूरे बौने या ब्राउन ड्वार्फ कहलाते हैं। बृहस्पति के द्रव्यमान से 13 गुना अधिक formula_1(एम_जे) भारी भूरे बौने ड्यूटिरियम का संलयन करते हैं और कुछ खगोलविद किसी ग्रह से अधिक बड़े लेकिन एक उप-ग्रह से छोटी वस्तु के रूप में इन्हें वर्गीकृत करके केवल इन वस्तुओं को ब्राउन ड्वार्फ कहना पसंद करते हैं। ड्यूटिरियम द्वारा प्रज्वलित या प्रज्वलित नहीं होने वाले दोनों प्रकार के तारों की चमक फीकी होती है और ये सैंकड़ों या लाखों वर्षों में धीरे-धीरे ठंडे हो कर मर जाते हैं। हालांकि इससे अधिक भारी बौने तारों का केन्द्रीय तापमान अंततः 10 मेगाकेल्विन तक पहुँच जाएगा जो कि वो तापमान है जिस पर पहले ड्यूटिरियम में तथा फिर हीलियम में प्रोटोन-प्रोटोन शृंखला अभिक्रिया द्वारा हाइड्रोजन का संलयन आरम्भ हो जाता है। नाभिकीय संलयन की शुरुआत बहुत ही कम समय में आगे चल कर हाइड्रोस्टेटिक संतुलन में परिवर्तित हो जाती है जिसमे केंद्र से निकलने वाली ऊर्जा और अधिक गुरुत्वाकर्षण के कारण होने वाली दुर्घटना से बचाती है। इस प्रकार तारा तेजी से एक स्थिर स्थिति में पहुँच जाता है।

नए तारे विभिन्न प्रकार के आकारों और रंगों में पाए जाते हैं। वे गर्म और नीले रंग से ले कर शांत और लाल वर्णक्रम किस्मों में पाए जाते हैं और उनका द्रव्यमान 0.5 से लेकर 20 सौर द्रव्यमानों से अधिक होता है। एक तारे की चमक और रंग इसकी सतह के तापमान पर निर्भर करता है, जो कि बदले में इसके द्रव्यमान पर निर्भर है।

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के मुख्य अनुक्रम के विशिष्ट बिंदु पर एक नए तारे का अंत होगा। छोटे, शांत रेड ड्वार्फ तारे हाइड्रोजन को धीरे-धीरे जलाते हैं तथा सैंकड़ों अरबों वर्षों तक मुख्य अनुक्रम पर रह सकते हैं, जबकि बड़े गर्म अति विशाल तारे केवल कुछ लाख वर्षों बाद ही मुख्य अनुक्रम को छोड़ देंगे। सूर्य जैसा एक माध्यम आकार का तारा लगभग 10 अरब वर्षों तक मुख्य अनुक्रम पर रहे। गा. ऐसा माना जाता है कि इस समय सूर्य अपने जीवन काल के मध्य में है; अतः, यह मुख्य अनुक्रम पर है। एक बार जब एक तारा अपने नाभिक की अधिकांश हाइड्रोजन खर्च करता है तो यह मुख्य अनुक्रम से दूर हट जाता है।

परिपक्वता लाखों से ले कर अरबों वर्षों बाद तक इसके शुरुआती द्रव्यमान के अनुसार, हीलियम में हाइड्रोजन का निरंतर संलयन इसके नाभिक में हीलियम का निर्माण होने का कारण बनेगा.

बाद के वर्ष और तारे का अंत:

कम द्रव्यमान का तारा कुछ तारे अपने नाभिक की कुछ जगहों पर हीलियम का संलयन कर सकते हैं, जिससे एक अस्थिर और असमान प्रतिक्रिया होने के साथ घनी सौर आंधियां आ सकती हैं। इस मामले में, तारा कोई ग्रह-संबंधी नेबुला नहीं बनेगा बल्कि इसके बजाए एक छोटे ब्राउन ड्वार्फ के रूप में सामान्य रूप से लुप्त हो जाएगा. लेकिन 0.5 सौर द्रव्यमान से छोटा तारा नाभिक द्वारा हाइड्रोजन संलयन समाप्त करने के बाद भी हीलियम के संलयन में सक्षम नहीं होगा। क्योंकि इसके नाभिक में पर्याप्त दबाव सहन करने के लिए तारकीय गहराई अधिक नहीं है। ये रेड ड्वार्फ हैं, जैसे कि प्रॉक्सिमा सेंटॉरी, जिनमे से कुछ सूर्य से हजारों वर्ष अधिक समय तक जीवित रहे। ंगे. हाल ही के खगोल भौतिक मॉडलों से यह पता लगता है कि 0.1 सौर द्रव्यमान तक के रेड ड्वार्फ लगभग छह ख़राब वर्षों तक मुख्य अनुक्रम पर बने रह सकते हैं, तथा धीरे धीरे व्हाइट ड्वार्फ के रूप में परिवर्तित होने में उन्हें कई सैकड़ों खरबों वर्षों का समय और लग सकता है। (एस एंड टी, 22)

मध्यम आकार के तारे 
एक बार जब एक मध्यम आकार (0.4 और 3.4 सौर द्रव्यमानों के बीच) का तारा लाल विशाल चरण तक पहुँच जाता है, तब भी इसकी बाहरी परत का विस्तार ज़ारी रहता है, नाभिक अन्दर की ओर सिकुड़ता है और हीलियम का कार्बन में संलयन शुरू हो जाता है। 1.4 सौर द्रव्यमान से कम वज़न के तारों में, हीलियम संलयन प्रक्रिया ऊर्जा उत्पादन के एक विस्फोट से शुरू होती है जिसे हीलियम फ्लैश के रूप में जाना जाता है।

हीलियम प्रज्ज्वलन क्रियाएँ तापमान के प्रति अत्यंत संवेदनशील हैं जो अत्यधिक अस्थिरता का कारण बनता है। विशाल स्पंदन का निर्माण होता है, जो अंततः एक तारे की बाहरी परतों को पर्याप्त गतिज ऊर्जा देता है जो ग्रह-संबंधी नेबुला के रूप में निकलती है। नेबुला के केंद्र में तारे का नाभिक स्थित होता है, जो ठंडा हो कर एक छोटा किन्तु घना व्हाइट ड्वार्फ बन जाता है, जिसका वजन लगभग 0.6 सौर द्रव्यमान के बराबर है, लेकिन आयतन सिर्फ पृथ्वी के समान है।

व्हाइट ड्वार्फ 
"मुख्य लेख: व्हाइट ड्वार्फ" 
व्हाइट ड्वार्फ स्थिर होते हैं क्योंकि गुरुत्वाकर्षण का अंदर की ओर लगने वाला बल तारे के इलेक्ट्रॉनों स्टार के अपकर्ष दबाव के कारण संतुलित रहता है। (ऐसा पाउली अपवर्जन सिद्धांत के परिणामस्वरूप होता है।) क्योंकि जलाने के लिए कोई ईंधन नहीं बचता, तारा अपनी बची हुई ऊष्मा को हजारों लाखों सालों के लिए अंतरिक्ष में छोड़ देता है। अंत में, एक ठंडा गहरे रंग का पिंड शेष रह जाता है जिसे ब्लैक ड्वार्फ कहते हैं। हालांकि, ब्रह्मांड इतना पुराना नहीं है कि इसमें कोई ब्लैक ड्वार्फ दिखाई दे सके।

अत्यधिक विशालकाय तारे तारे की बाहरी परतों के पांच सौर द्रव्यमान से अधिक होने पर अति विशाल लाल महाकाय के रूप में बदलने के बाद, नाभिक गुरुत्वाकर्षण का उत्पादन शुरू करता है तथा सिकुड़ना शुरू करता है। जैसे-जैसे यह सिकुड़ता है, यह और अधिक गर्म तथा घना होता जाता है और परमाणु प्रतिक्रियाओं की एक नई शृंखला शुरू होती है। ये प्रतिक्रियाएँ उत्तरोत्तर भारी तत्वों को गलाती हैं, जो नाभिक को अस्थायी तौर नष्ट होने से बचाते हैं।

न्यूट्रॉन तारे 

यह ज्ञात है कि कुछ सुपरनोवा में, अति विशाल बलों के अंदर तीव्र गुरुत्वाकर्षण इलेक्ट्रॉन को परमाणु नाभिक में धकेलता है, जहाँ वे प्रोटॉन के साथ मिल कर न्यूट्रॉन बनाते हैं। नाभिक को परे रखने वाले विद्युत् चुंबकीय बल हट जाते हैं (आनुपातिक रूप से, अगर नाभिक धूल के कण के आकार के थे, तो परमाणु फुटबॉल स्टेडियमों जितने बड़े हो जाएंगे) और तारे का पूरा नाभिक एक सन्निहित न्यूट्रॉन की घनी गेंद या एकल परमाणु नाभिक बन जाता है।

ब्लैक होल 
"मुख्य लेख : ब्लैक होल" 
ऐसा व्यापक तौर पर माना जाता है कि सभी सुपरनोवा फार्म न्यूट्रॉन तारों में नहीं बदलते. अगर तारकीय भार काफी अधिक है, तो न्यूट्रॉन स्वयं ही कुचल दिए जाएंगे और यदि इसकी त्रिज्या श्वार्ज़चिल्ड त्रिज्या से कम नहीं होगी तो तारा नष्ट हो जाएगा. इसके बाद तारा एक ब्लैक होल बन जाता है।

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