Universet er lavet af mange forskellige typer stjerner. De ser måske ikke anderledes ud, når vi kigger ind i himlen og blot ser lyspunkter. I bund og grund er hver stjerne lidt forskellig fra den næste, og hver stjerne i galaksen gennemgår en levetid, der får et menneskes liv til at se ud som en blitz i mørket til sammenligning. Hver af dem har en bestemt alder, en evolutionær sti, der varierer afhængigt af dens masse og andre faktorer. Et studieområde inden for astronomi domineres af søgen efter en forståelse af, hvordan stjerner dør. Dette skyldes, at en stjerners død spiller en rolle i at berige galaksen, efter at den er væk.
Astronomer overvejer, at en stjerne begynder sit liv som en stjerne, når kernefusion begynder i sin kerne. På dette tidspunkt betragtes det uanset masse som a hovedsekvens stjerne. Dette er et "livsspor", hvor hovedparten af en stjerners liv lever. Vores sol har været i hovedsekvensen i cirka 5 milliarder år og vil vare i yderligere 5 milliarder år eller deromkring, før den skifter til en rød gigantisk stjerne.
Hovedsekvensen dækker ikke stjernens hele liv. Det er kun et segment af stjernernes eksistens, og i nogle tilfælde er det en relativt kort del af levetiden.
Når en stjerne har brugt alt sit brintbrændstof i kernen, overgår den hovedsekvensen og bliver en rød gigant. Afhængig af stjernens masse kan den svinge mellem forskellige tilstande, før den i sidste ende bliver enten en hvid dværg, en neutronstjerne eller kollapse i sig selv for at blive et sort hul. En af vores nærmeste naboer (galaktisk set), Betelgeuse er i øjeblikket i sin røde gigantfase og forventes at gå supernova når som helst mellem nu og de næste million år. I kosmisk tid er det praktisk taget "i morgen".
Når stjerner med lav masse som vores sol når slutningen af deres liv, går de ind i den røde gigantfase. Dette er lidt af en ustabil fase. Det skyldes, at en stjerne i store dele af sit liv oplever en balance mellem dens tyngdekraft, der ønsker at suge alt ind, og varmen og trykket fra kernen, der ønsker at skubbe alt ud. Når de to er afbalancerede, er stjernen i det, der kaldes "hydrostatisk ligevægt."
I en aldrende stjerne bliver kampen hårdere. Udadstråling tryk fra kernen overvælder til sidst gravitationstrykket fra materiale, der ønsker at falde indad. Dette lader stjernen ekspandere længere og længere ud til rummet.
Til sidst, efter al udvidelse og spredning af den ydre atmosfære af stjernen, er alt, hvad der er tilbage, resterne af stjernens kerne. Det er en ulmende kugle af kulstof og andre forskellige elementer, der gløder, når det køler ned. Selvom det ofte kaldes en stjerne, er en hvid dværg ikke teknisk en stjerne, da den ikke gennemgår kernefusion. Det er snarere en stellar rest, synes godt om en sort hul eller en neutronstjerne. Til sidst er det denne type objekter, der vil være de eneste rester af vores sol milliarder af år fra nu.
En neutronstjerne, som en hvid dværg eller sort hul, er faktisk ikke en stjerne, men en stjernen rest. Når en massiv stjerne når slutningen af sit liv, gennemgår den en supernovaeksplosion. Når dette sker, falder alle de ydre lag af stjernen ind på kernen og springer derefter af i en proces, der kaldes "rebound". Materialet sprænger væk til rummet og efterlader en utrolig tæt kerne.
Hvis materialet i kernen pakkes tæt nok sammen, bliver det en masse neutroner. En suppekande fuld af neutronstjernemateriale ville have omtrent den samme masse som vores måne. De eneste objekter, der vides at eksistere i universet med en større densitet end neutronstjerner, er sorte huller.
Sorte huller er resultatet af meget massive stjerner, der kollapser ind på sig selv på grund af den enorme tyngdekraft, de skaber. Når stjernen når slutningen af sin livssyklus i hovedsekvensen, driver den efterfølgende supernova den ydre del af stjernen udad, hvilket kun efterlader kernen. Kernen vil være blevet så tæt og så marmeløs, at den er endnu mere tæt end en neutronstjerne. Det resulterende objekt har en tyngdekrafttræk, der er så stærk, at ikke engang lys kan undslippe dens greb.