Visums sastāv no daudz dažādu veidu zvaigžņu. Viņi var neizskatīties atšķirīgi viens no otra, kad mēs skatāmies debesīs un vienkārši redzam gaismas punktus. Tomēr pēc būtības katra zvaigzne ir nedaudz atšķirīga no nākamās, un katra zvaigzne galaktikā iziet cauri dzīves ilgumam, kas, salīdzinot ar citu cilvēku, padara cilvēka dzīvi līdzīgu zibspuldzei. Katram no tiem ir noteikts vecums, evolūcijas ceļš, kas atšķiras atkarībā no tā masas un citiem faktoriem. Vienā astronomijas studiju jomā dominē izpratnes meklējumi par to, kā zvaigznes mirst. Tas notiek tāpēc, ka zvaigznes nāvei ir nozīme galaktikas bagātināšanā pēc tās pazušanas.
Astronomi uzskata, ka zvaigzne savu dzīvi sāk kā zvaigzne, kad tās kodolā sākas kodolsintēze. Šajā brīdī neatkarīgi no masas tas tiek uzskatīts par a galvenā secība zvaigzne. Šis ir "dzīves ceļš", kurā tiek nodzīvota lielākā zvaigznes daļa. Mūsu Saule atrodas galvenajā secībā apmēram 5 miljardus gadu un saglabāsies vēl apmēram 5 miljardus gadu, līdz tā pārvērtīsies par sarkanu milzu zvaigzni.
Galvenā secība neaptver visas zvaigznes dzīvi. Tas ir tikai viens zvaigžņu eksistences segments, un dažos gadījumos tas ir salīdzinoši īss mūža posms.
Kad zvaigzne ir iztērējusi visu savu ūdeņraža degvielu kodolā, tā pāriet no galvenās secības un kļūst par sarkanu milzi. Atkarībā no zvaigznes masas tā var svārstīties starp dažādiem stāvokļiem, pirms tā galu galā kļūst vai nu par baltu punduri, neitronu zvaigzni, vai arī pati par sevi sabrūk, lai kļūtu par melno caurumu. Viens no mūsu tuvākajiem kaimiņiem (galaktiski runājot), Betelgeuse šobrīd ir sarkanajā milzu fāzē un sagaidāms, ka aizies supernova jebkurā laikā no šī brīža līdz nākamajam miljonam gadu. Kosmiskajā laikā tas ir praktiski "rīt".
Kad dzīves laikā beidzas tādas zema masas zvaigznes kā mūsu Saule, tās nonāk sarkanā milzu fāzē. Šī ir mazliet nestabila fāze. Tas ir tāpēc, ka lielu savas dzīves daļu zvaigzne piedzīvo līdzsvaru starp savu smagumu, kas vēlas visu iesūkt, un karstumu un spiedienu no sava serdeņa, kas vēlas visu izstumt. Kad abi ir līdzsvaroti, zvaigzne atrodas tā sauktajā "hidrostatiskajā līdzsvarā".
Novecojošā zvaigznē cīņa kļūst smagāka. Uz ārustarojums spiediens no tā kodols galu galā pārspēj gravitācijas spiedienu materiālam, kurš vēlas krist iekšā. Tas ļauj zvaigznei izplesties tālāk un tālāk kosmosā.
Galu galā pēc visas zvaigznes ārējās atmosfēras izplešanās un izkliedes paliek tikai zvaigžņu kodola paliekas. Tā ir oglekļa un citu dažādu elementu kūpoša bumba, kas mirdz, atdziestot. Lai arī baltais punduris bieži tiek saukts par zvaigzni, tas tehniski nav zvaigzne, jo tas netiek pakļauts kodolsintēze. Drīzāk tas ir zvaigžņu paliekas, piemēram melns caurums vai neitronu zvaigzne. Galu galā tieši šāda veida objekti būs vienīgās mūsu Saules atliekas miljardiem gadu pēc šī brīža.
Neitronu zvaigzne, kā baltais punduris vai melnais caurums, faktiski nav zvaigzne, bet gan zvaigžņu paliekas. Kad kāda masīva zvaigzne sasniedz savas dzīves beigas, tā piedzīvo supernovas sprādzienu. Kad tas notiek, visi zvaigznes ārējie slāņi iekrīt kodolā un pēc tam atlekšanas procesā, ko sauc par “atsitienu”. Materiāls sprāgst kosmosā, atstājot aiz sevis neticami blīvu serdi.
Ja serdes materiāls ir pietiekami cieši iesaiņots, tas kļūst par neitronu masu. Zupas kannai, kas pilna ar neitronu zvaigžņu materiālu, būtu apmēram tāda pati masa kā mūsu Mēnesim. Vienīgie objekti, kas zināmi Visumā ar lielāku blīvumu nekā neitronu zvaigznes, ir melnie caurumi.
Melnie caurumi ir ļoti masīvu zvaigžņu rezultāts, ko veido paši lielie gravitācijas spēki. Kad zvaigzne sasniedz savas galvenās kārtas dzīves cikla beigas, sekojošā supernova izdzen zvaigznes ārējo daļu uz āru, atstājot tikai serdi. Kodols būs kļuvis tik blīvs un tik iestrēdzis, ka tas ir vēl blīvāks nekā neitronu zvaigzne. Iegūtajam objektam ir tik spēcīga gravitācijas vilkme, ka pat satvere nevar izkļūt no tā satvēriena.