Universet er laget av mange forskjellige typer stjerner. Det kan hende de ikke ser annerledes ut fra hverandre når vi ser på himmelen og bare ser lyspunkter. Imidlertid er hver stjerne litt forskjellig fra den neste, og hver stjerne i galaksen går gjennom en levetid som får et menneskes liv til å se ut som et blitz i mørket til sammenligning. Hver og en har en spesifikk alder, en evolusjonsvei som er forskjellig avhengig av masse og andre faktorer. Et studieområde innen astronomi domineres av jakten på en forståelse av hvordan stjerner dør. Dette er fordi en stjerners død spiller en rolle i å berike galaksen etter at den er borte.
Astronomer vurderer at en stjerne begynner livet som en stjerne når kjernefysisk fusjon begynner i kjernen. På dette tidspunktet regnes det uansett masse hovedsekvens stjerne. Dette er et "livspor" der majoriteten av en stjerners liv blir levd. Solen vår har vært i hovedsekvensen i omtrent 5 milliarder år, og vil vedvare i ytterligere 5 milliarder år eller så før den går over til å bli en rød kjempestjerne.
Hovedsekvensen dekker ikke stjernens hele liv. Det er bare ett segment av fantastisk eksistens, og i noen tilfeller er det en relativt kort del av livet.
Når en stjerne har brukt opp alt sitt drivstoff i kjernen, går den over av hovedsekvensen og blir en rød gigant. Avhengig av stjernens masse, kan den svinge mellom forskjellige tilstander før den til slutt blir en hvit dverg, en nøytronstjerne eller kollapse i seg selv for å bli et svart hull. En av våre nærmeste naboer (galaktisk sett), Betelgeuse er for tiden i sin røde kjempefase og forventes å gå supernova når som helst mellom nå og de neste million årene. I kosmisk tid er det praktisk talt "i morgen".
Når stjerner med lav masse som Solen vår når slutten av livet, går de inn i den røde kjempefasen. Dette er litt av en ustabil fase. Det er fordi en stjerne i store deler av sitt liv opplever en balanse mellom tyngdekraften som ønsker å suge alt inn og varmen og trykket fra kjernen som ønsker å skyve alt ut. Når de to er balanserte, er stjernen i det som kalles "hydrostatisk likevekt."
I en aldrende stjerne blir kampen tøffere. Det ytrestråling presset fra kjernen overvelder etter hvert tyngdekravet fra materiale som ønsker å falle innover. Dette lar stjernen ekspandere lenger og lenger ut til verdensrommet.
Etter hvert, etter all utvidelse og spredning av den ytre atmosfæren til stjernen, er alt som er igjen restene av stjernens kjerne. Det er en ulmende kule av karbon og andre forskjellige elementer som lyser når den kjøler seg. Mens den ofte omtales som en stjerne, er en hvit dverg ikke teknisk sett en stjerne da den ikke gjennomgår kjernefysisk fusjon. Snarere er det en fantastisk rest, som en svart hull eller en nøytronstjerne. Etter hvert er det denne typen objekter som vil være de eneste restene av solen vår milliarder av år fra nå.
En nøytronstjerne, som en hvit dverg eller svart hull, er faktisk ikke en stjerne, men en fantastisk rest. Når en massiv stjerne når slutten av livet, gjennomgår den en supernovaeksplosjon. Når det skjer, faller alle ytre lag av stjernen inn på kjernen og spretter deretter av i en prosess som kalles "rebound". Materialet sprenges bort til verdensrommet, og etterlater seg en utrolig tett kjerne.
Hvis materialet i kjernen pakkes sammen tett nok, blir det en masse nøytroner. En suppekanne full av nøytronstjernemateriale ville ha omtrent samme masse som månen vår. De eneste gjenstandene som er kjent for å eksistere i universet med en større tetthet enn nøytronstjerner er sorte hull.
Svarte hull er resultatet av veldig massive stjerner som faller sammen på seg selv på grunn av den enorme tyngdekraften de skaper. Når stjernen når slutten av livssyklusen i hovedsekvensen, driver den etterfølgende supernova den ytre delen av stjernen utover, og etterlater bare kjernen bak. Kjernen vil ha blitt så tett og så syltet fullpakket at den er enda tettere enn en nøytronstjerne. Det resulterende objektet har en gravitasjonstrekk så sterk at ikke engang lys kan unnslippe grepet.