Вселената е направен от много различни видове звезди. Те може да не изглеждат различно един от друг, когато гледаме в небето и просто виждаме светлинни точки. Въпреки това, по същество, всяка звезда е малко по-различна от следващата и всяка звезда в галактиката преминава през продължителност на живота, поради което животът на човека изглежда като светкавица в тъмното за сравнение. Всеки от тях има определена възраст, еволюционен път, който се различава в зависимост от неговата маса и други фактори. Една област на изучаване в астрономията е доминирана от търсенето на разбиране за това как умират звездите. Това е така, защото смъртта на звезда играе роля в обогатяването на галактиката, след като тя е изчезнала.
Астрономите смятат, че една звезда започва живота си като звезда, когато ядреният синтез започва в сърцевината си. В този момент тя, независимо от масата, се счита за a основна последователност звезда. Това е "житейска пътека", където се живее по-голямата част от живота на звездата. Нашето Слънце е на основната последователност от около 5 милиарда години и ще продължи още 5 милиарда години, преди да премине, за да се превърне в червена гигантска звезда.
Основната последователност не покрива целия живот на звездата. Това е само един сегмент от звездното съществуване, а в някои случаи това е сравнително кратка част от живота.
След като звездата е използвала цялото си водородно гориво в ядрото, тя преминава от основната последователност и се превръща в червен гигант. В зависимост от масата на звездата, тя може да се колебае между различни състояния, преди в крайна сметка да се превърне в бяло джудже, неутронна звезда или да се срине в себе си, за да се превърне в черна дупка. Един от най-близките ни съседи (галактически погледнато), В момента Бетелгейзе е в своята червена гигантска фаза и се очаква да замине свръхнова по всяко време между сега и следващите милиони години. В космическо време това е практически „утре“.
Когато звездите с ниска маса като нашето Слънце достигнат края на живота си, те навлизат във фазата на червения гигант. Това е малко нестабилна фаза. Това е така, защото през по-голямата част от живота си една звезда изпитва баланс между своята гравитация, която иска да изсмуче всичко, и топлината и налягането от сърцевината му, искащи да изтласкат всичко. Когато двете са балансирани, звездата е в така нареченото "хидростатично равновесие".
В застаряваща звезда битката става по-трудна. Външнорадиация натискът от сърцевината му в крайна сметка преодолява гравитационното налягане на материала, който иска да падне навътре. Това позволява на звездата да се разширява по-далеч и по-далеч в пространството.
В крайна сметка, след цялото разширяване и разсейване на външната атмосфера на звездата, всичко, което е останало, е остатъкът от сърцевината на звездата. Това е тлееща топка от въглерод и други различни елементи, която свети, когато изстине. Макар че често е наричан звезда, бяло джудже технически не е звезда, тъй като не се подлага ядрен синтез. По-скоро е звездна остатък, като черно дупка или неутронна звезда. В крайна сметка именно този тип обекти ще бъдат единствените останки на нашето Слънце милиарди години от сега.
Невтронна звезда, като бяло джудже или черна дупка, всъщност не е звезда, а звезден остатък. Когато масивна звезда достигне края на живота си, тя претърпява свръхнова експлозия. Когато това се случи, всички външни слоеве на звездата попадат върху ядрото и след това отскачат при процес, наречен „отскок“. Материалът се взривява в пространството, оставяйки зад себе си невероятно плътно ядро.
Ако материалът на сърцевината е пакетиран достатъчно плътно, той се превръща в маса от неутрони. Супа, пълна с материал от неутронни звезди, би имала приблизително същата маса като нашата Луна. Единствените обекти, за които се знае, че съществуват във Вселената с по-голяма плътност от неутронните звезди, са черните дупки.
Черните дупки са резултат от много масивни звезди, които се сриват в себе си поради масивната гравитация, която създават. Когато звездата достигне края на основния си жизнен цикъл на последователността, произтичащата от нея супернова задвижва външната част на звездата навън, оставяйки само сърцевината зад себе си. Ядрото ще е станало толкова плътно и толкова запълнено с конфитюр, че е още по-плътно от неутронна звезда. Полученият предмет има гравитационно дърпане, толкова силно, че дори и светлината не може да избяга от схващането си.