Het universum is gemaakt van veel verschillende soorten sterren. Ze zien er misschien niet anders uit als we naar de hemel kijken en eenvoudig lichtpunten zien. Maar intrinsiek is elke ster een beetje anders dan de volgende en elke ster in de Melkweg doorloopt een levensduur waardoor het leven van een mens er in vergelijking met een flits in het donker uitziet. Elk heeft een specifieke leeftijd, een evolutionair pad dat verschilt afhankelijk van zijn massa en andere factoren. Een onderzoeksgebied in de astronomie wordt gedomineerd door de zoektocht naar een begrip van hoe sterren sterven. Dit komt omdat de dood van een ster een rol speelt bij het verrijken van de melkweg nadat deze is verdwenen.
Astronomen zijn van mening dat een ster zijn leven begint als een ster wanneer kernfusie begint in zijn kern. Op dit punt wordt het, ongeacht de massa, beschouwd als een hoofdreeks ster. Dit is een "levenspad" waar het grootste deel van het leven van een ster wordt geleefd. Onze Zon staat al ongeveer 5 miljard jaar in de hoofdreeks en zal nog ongeveer 5 miljard jaar aanhouden voordat hij overgaat in een rode reuzenster.
De hoofdreeks omvat niet het hele leven van de ster. Het is slechts één segment van een voortreffelijk bestaan, en in sommige gevallen is het een relatief kort deel van het leven.
Als een ster eenmaal al zijn waterstofbrandstof in de kern heeft verbruikt, gaat hij van de hoofdreeks over en wordt hij een rode reus. Afhankelijk van de massa van de ster, kan deze oscilleren tussen verschillende toestanden voordat het uiteindelijk een witte dwerg of een neutronenster wordt of op zichzelf instort om een zwart gat te worden. Een van onze naaste buren (galactisch gezien), Betelgeuse bevindt zich momenteel in zijn rode gigantische fase en zal naar verwachting gaan supernova op elk moment tussen nu en de volgende miljoen jaar. In kosmische tijd is dat praktisch "morgen".
Wanneer sterren met een lage massa zoals onze zon het einde van hun leven bereiken, komen ze in de rode gigantische fase. Dit is een beetje een onstabiele fase. Dat komt omdat een ster een groot deel van zijn leven een evenwicht ervaart tussen zijn zwaartekracht die alles naar binnen wil zuigen en de hitte en druk vanuit zijn kern die alles eruit wil duwen. Wanneer de twee in evenwicht zijn, bevindt de ster zich in wat "hydrostatisch evenwicht" wordt genoemd.
In een ouder wordende ster wordt de strijd moeilijker. Het uiterlijkstraling druk vanuit de kern overweldigt uiteindelijk de zwaartekracht van het materiaal dat naar binnen wil vallen. Hierdoor kan de ster zich verder en verder uitbreiden naar de ruimte.
Uiteindelijk, na alle expansie en verspreiding van de buitenatmosfeer van de ster, is het enige dat overblijft het overblijfsel van de kern van de ster. Het is een smeulende bal van koolstof en andere verschillende elementen die gloeit als het afkoelt. Hoewel vaak aangeduid als een ster, is een witte dwerg technisch gezien geen ster omdat deze niet wordt ondergaan kernfusie. Het is eerder een stellair overblijfsel, Leuk vinden een zwarte gat of een neutronenster. Uiteindelijk is dit type object het enige overblijfsel van onze Sun-miljarden jaren vanaf nu.
Een neutronenster, als een witte dwerg of zwart gat, is eigenlijk geen ster maar een stellair overblijfsel. Wanneer een massieve ster het einde van zijn leven bereikt, ondergaat hij een supernova-explosie. Wanneer dat gebeurt, vallen alle buitenste lagen van de ster op de kern en stuiteren vervolgens af in een proces dat 'rebound' wordt genoemd. Het materiaal schiet de ruimte in en laat een ongelooflijk dichte kern achter.
Als het materiaal van de kern stevig genoeg is samengepakt, wordt het een massa neutronen. Een soepblik vol neutronensterrenmateriaal zou ongeveer dezelfde massa hebben als onze maan. De enige objecten waarvan bekend is dat ze in het universum bestaan met een grotere dichtheid dan neutronensterren, zijn zwarte gaten.
Zwarte gaten zijn het resultaat van zeer massieve sterren die op zichzelf instorten vanwege de enorme zwaartekracht die ze creëren. Wanneer de ster het einde van zijn levenscyclus van de hoofdreeks bereikt, drijft de daaruit voortvloeiende supernova het buitenste deel van de ster naar buiten, waarbij alleen de kern achterblijft. De kern zal zo dicht en zo volgepakt zijn dat hij zelfs nog dichter is dan een neutronenster. Het resulterende object heeft een zwaartekracht die zo sterk is dat zelfs licht niet kan ontsnappen.