O universo é feito de muitos tipos diferentes de estrelas. Eles podem não parecer diferentes um do outro quando estamos olhando para o céu e simplesmente vemos pontos de luz. No entanto, intrinsecamente, cada estrela é um pouco diferente da próxima e cada estrela da galáxia passa por uma vida útil que faz a vida de um ser humano parecer um flash no escuro em comparação. Cada um tem uma idade específica, um caminho evolutivo que difere dependendo de sua massa e de outros fatores. Uma área de estudo em astronomia é dominada pela busca de uma compreensão de como as estrelas morrem. Isso ocorre porque a morte de uma estrela desempenha um papel importante no enriquecimento da galáxia depois que ela se foi.
Os astrônomos consideram que uma estrela começa sua vida como uma estrela quando a fusão nuclear começa em seu núcleo. Neste ponto, independentemente da massa, é considerado um sequência principal Estrela. Esta é uma "trilha da vida" onde a maior parte da vida de uma estrela é vivida. Nosso Sol está na sequência principal há cerca de 5 bilhões de anos e persistirá por mais 5 bilhões de anos antes de fazer a transição para se tornar uma estrela gigante vermelha.
A sequência principal não cobre a vida inteira da estrela. É apenas um segmento da existência estelar e, em alguns casos, é uma parte comparativamente curta da vida.
Uma vez que uma estrela gasta todo o seu combustível de hidrogênio no núcleo, transita para fora da sequência principal e se torna um gigante vermelho. Dependendo da massa da estrela, ela pode oscilar entre vários estados antes de se tornar uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou entrar em colapso para se tornar um buraco negro. Um de nossos vizinhos mais próximos (falando galáctica), Betelgeuse está atualmente em sua fase gigante vermelha e é esperado que vá Super Nova a qualquer momento entre agora e o próximo milhão de anos. No tempo cósmico, isso é praticamente "amanhã".
Quando estrelas de baixa massa como o nosso Sol chegam ao fim de suas vidas, elas entram na fase gigante vermelha. Esta é uma fase um pouco instável. Isso ocorre porque, durante grande parte de sua vida, uma estrela experimenta um equilíbrio entre sua gravidade querendo absorver tudo e o calor e a pressão de seu núcleo, querendo empurrar tudo para fora. Quando os dois estão equilibrados, a estrela está no que é chamado de "equilíbrio hidrostático".
Em uma estrela envelhecida, a batalha fica mais difícil. O exteriorradiação a pressão de seu núcleo eventualmente supera a pressão gravitacional do material que deseja cair para dentro. Isso permite que a estrela se expanda cada vez mais para o espaço.
Eventualmente, depois de toda a expansão e dissipação da atmosfera externa da estrela, tudo o que resta é o restante do núcleo da estrela. É uma bola de carbono fumegante e outros elementos que brilha à medida que esfria. Embora muitas vezes referida como estrela, uma anã branca não é tecnicamente uma estrela, pois não sofre fusão nuclear. Pelo contrário, é uma estrela remanescente, gostar um preto orifício ou uma estrela de nêutrons. Eventualmente, é esse tipo de objeto que será o único vestígio de nosso Sol bilhões de anos a partir de agora.
Uma estrela de nêutrons, como uma anã branca ou buraco negro, na verdade não é uma estrela, mas um remanescente estelar. Quando uma estrela massiva chega ao fim de sua vida, sofre uma explosão de supernova. Quando isso ocorre, todas as camadas externas da estrela caem no núcleo e depois refletem em um processo chamado "rebote". O material explode para o espaço, deixando para trás um núcleo incrivelmente denso.
Se o material do núcleo estiver bem compactado, ele se tornará uma massa de nêutrons. Uma lata de sopa cheia de material estelar de nêutrons teria aproximadamente a mesma massa que a nossa Lua. Os únicos objetos que existem no universo com uma densidade maior que as estrelas de nêutrons são os buracos negros.
Os buracos negros são o resultado do colapso de estrelas muito grandes devido à enorme gravidade que elas criam. Quando a estrela chega ao fim do seu ciclo de vida de sequência principal, a supernova resultante conduz a parte externa da estrela para fora, deixando apenas o núcleo para trás. O núcleo terá se tornado tão denso e tão abarrotado que é ainda mais denso que uma estrela de nêutrons. O objeto resultante tem uma força gravitacional tão forte que nem a luz pode escapar de seu alcance.