L'univers est constitué de de nombreux types d'étoiles différents. Ils peuvent ne pas être différents les uns des autres lorsque nous regardons dans les cieux et voyons simplement des points de lumière. Cependant, intrinsèquement, chaque étoile est un peu différente de la suivante et chaque étoile de la galaxie passe par une durée de vie qui fait que la vie d'un humain ressemble à un flash dans l'obscurité en comparaison. Chacun a un âge spécifique, un chemin évolutif qui diffère en fonction de sa masse et d'autres facteurs. Un domaine d'étude en astronomie est dominé par la recherche d'une compréhension de la mort des étoiles. En effet, la mort d'une étoile joue un rôle dans l'enrichissement de la galaxie après sa disparition.
Les astronomes considèrent qu'une étoile commence sa vie en tant qu'étoile lorsque la fusion nucléaire commence en son cœur. À ce stade, il est considéré, quelle que soit sa masse, séquence principale étoile. Il s'agit d'un "parcours de vie" où la majorité de la vie d'une star est vécue. Notre Soleil est sur la séquence principale depuis environ 5 milliards d'années, et persistera pendant encore 5 milliards d'années avant de se transformer en une étoile géante rouge.
La séquence principale ne couvre pas toute la vie de la star. Ce n'est qu'un segment de l'existence stellaire, et dans certains cas, c'est une partie relativement courte de la vie.
Une fois qu'une étoile a épuisé tout son carburant hydrogène dans le cœur, elle quitte la séquence principale et devient une géante rouge. Selon la masse de l'étoile, elle peut osciller entre différents états avant de devenir finalement une naine blanche, une étoile à neutrons ou s'effondrer sur elle-même pour devenir un trou noir. Un de nos voisins les plus proches (galactiquement parlant), Betelgeuse est actuellement dans sa phase géante rouge et devrait partir supernova à tout moment entre maintenant et le prochain million d'années. Dans le temps cosmique, c'est pratiquement "demain".
Lorsque des étoiles de faible masse comme notre Soleil arrivent en fin de vie, elles entrent dans la phase géante rouge. C'est un peu une phase instable. En effet, pendant une grande partie de sa vie, une étoile connaît un équilibre entre sa gravité qui veut tout aspirer et la chaleur et la pression de son noyau qui veut tout expulser. Lorsque les deux sont équilibrés, l'étoile est dans ce qu'on appelle «l'équilibre hydrostatique».
Dans une étoile vieillissante, la bataille devient plus difficile. L'extérieurradiation la pression de son noyau finit par submerger la pression gravitationnelle du matériau voulant tomber vers l'intérieur. Cela permet à l'étoile de s'étendre de plus en plus vers l'espace.
Finalement, après toute l'expansion et la dissipation de l'atmosphère extérieure de l'étoile, il ne reste que le reste du noyau de l'étoile. C'est une boule de carbone fumante et d'autres éléments divers qui brille en refroidissant. Bien qu'elle soit souvent appelée une étoile, une naine blanche n'est pas techniquement une étoile car elle ne subit pas la fusion nucléaire. C'est plutôt un stellaire reste, comme un noir trou ou une étoile à neutrons. Finalement, c'est ce type d'objet qui sera le seul vestige de notre Soleil dans des milliards d'années.
Une étoile à neutrons, comme un nain blanc ou trou noir, n'est en fait pas une étoile mais un reste stellaire. Lorsqu'une étoile massive atteint la fin de sa vie, elle subit une explosion de supernova. Lorsque cela se produit, toutes les couches externes de l'étoile tombent sur le noyau et rebondissent ensuite dans un processus appelé «rebond». Le matériau s'envole dans l'espace, laissant derrière lui un noyau incroyablement dense.
Si le matériau du noyau est suffisamment serré, il devient une masse de neutrons. Une boîte à soupe remplie d'étoiles à neutrons aurait à peu près la même masse que notre Lune. Les seuls objets connus pour exister dans l'univers avec une densité plus élevée que les étoiles à neutrons sont les trous noirs.
Les trous noirs sont le résultat de l'effondrement d'étoiles très massives sur elles-mêmes en raison de la gravité massive qu'elles créent. Lorsque l'étoile atteint la fin de son cycle de vie de séquence principale, la supernova qui s'ensuit entraîne la partie extérieure de l'étoile vers l'extérieur, ne laissant que le noyau derrière. Le noyau sera devenu si dense et si encombré qu'il sera encore plus dense qu'une étoile à neutrons. L'objet résultant a une traction gravitationnelle si forte que même la lumière ne peut pas s'échapper.