Vesmír je vytvořen z mnoho různých typů hvězd. Když se podíváme do nebe a jednoduše uvidíme body světla, nemusí vypadat navzájem jinak. Ve skutečnosti je však každá hvězda trochu jiná než ta další a každá hvězda v galaxii prochází životností, díky níž je lidský život ve srovnání vypadán jako blesk ve tmě. Každý z nich má specifický věk, evoluční cestu, která se liší v závislosti na jeho hmotnosti a dalších faktorech. V jedné oblasti studia astronomie dominuje hledání pochopení toho, jak hvězdy umírají. Je to proto, že smrt hvězdy hraje roli v obohacení galaxie poté, co je pryč.
Astronomové se domnívají, že hvězda začíná svůj život jako hvězda, když v jádru začíná jaderná fúze. V tomto bodě se bez ohledu na hmotnost považuje za hlavní sekvence hvězda. Toto je „životní dráha“, kde žije většina hvězdného života. Naše Slunce je v hlavní sekvenci asi 5 miliard let a bude přetrvávat dalších 5 miliard let, než se změní na červenou obří hvězdu.
Hlavní sekvence nepokrývá celý život hvězdy. Je to jen jeden segment hvězdné existence a v některých případech je to poměrně krátká část života.
Jakmile hvězda vyčerpá veškeré své vodíkové palivo v jádru, přechází z hlavní sekvence a stává se červeným obrem. V závislosti na hmotnosti hvězdy může kmitat mezi různými stavy, než se nakonec stane buď bílým trpaslíkem, neutronovou hvězdou nebo se zhroutí na sebe a stane se černou dírou. Jeden z našich nejbližších sousedů (galakticky řečeno), Betelgeuse je v současné době ve fázi červeného obra a očekává se, že půjde supernova kdykoli od nynějška do příštích milionů let. V kosmickém čase je to prakticky „zítra“.
Když hvězdy s nízkou hmotností, jako je naše Slunce, dosáhnou konce svého života, vstoupí do fáze červeného obra. Tohle je trochu nestabilní fáze. Je to proto, že hvězda po většinu svého života zažívá rovnováhu mezi svou gravitací, která chce nasávat všechno dovnitř, a teplem a tlakem od jejího jádra, které chce všechno vytlačit. Když jsou obě vyvážené, je hvězda v tzv. Hydrostatické rovnováze.
Ve stárnoucí hvězdě se bitva ztuhne. Venkuzáření tlak z jeho jádra nakonec přemůže gravitační tlak materiálu, který chce spadnout dovnitř. To umožňuje hvězdě expandovat dále a dále ven do vesmíru.
Nakonec, po celé expanzi a rozptýlení vnější atmosféry hvězdy, vše, co zbývá, je zbytek jádra hvězdy. Je to doutnající koule uhlíku a dalších různých prvků, které září, když se ochladí. Bílý trpaslík, i když je často označován jako hvězda, není technicky hvězdou, protože nepodstupuje jaderná fůze. Spíše je to hvězdný zbytek, jako černá otvor nebo neutronová hvězda. Nakonec to bude tento typ objektu, který bude jediným pozůstatkem našich Slunečních miliard let.
Neutronová hvězda, jako bílý trpaslík nebo černá díra, ve skutečnosti není hvězdou, ale hvězdným zbytkem. Když masivní hvězda dosáhne konce svého života, podstoupí výbuch supernovy. Když k tomu dojde, všechny vnější vrstvy hvězdy padnou na jádro a poté se odrazí v procesu zvaném „odraz“. Materiál vystřelil do vesmíru a zanechal za sebou neuvěřitelně husté jádro.
Pokud je materiál jádra dostatečně pevně zabalen, stává se hmotou neutronů. Polévková polévka plná materiálu neutronových hvězd by měla přibližně stejnou hmotnost jako náš Měsíc. Jediné objekty, o kterých je ve vesmíru známo, že mají větší hustotu než neutronové hvězdy, jsou černé díry.
Černé díry jsou výsledkem velmi masivních hvězd, které se na sebe zřítily kvůli obrovské gravitaci, kterou vytvoří. Když hvězda dosáhne konce svého životního cyklu hlavní sekvence, následující supernova vytlačí vnější část hvězdy směrem ven a ponechá pouze jádro pozadu. Jádro bude tak husté a tak nabité, že je ještě hustší než neutronová hvězda. Výsledný objekt má gravitační tah tak silný, že ani světlo nemůže uniknout jeho uchopení.