恆星的壽命很長，但終有一天它們會走向衰亡。我們曾經研究過最龐大的天體，構成這些恆星的能量源於單個原子之間的相互作用。因此，想要弄懂宇宙中最宏偉壯闊的天體，我們必須從基本的原子出發。隨著恆星生命的終結，那些最基本的原理將再次發揮作用來預測恆星接下來會發生的事情。
恆星的誕生
恆星的形成需要很長的時間，像宇宙中縹緲的氣體被引力牽引到一起。這種氣體大多為氫氣，因為它們是宇宙中最基本而又最為豐富的元素，即便許多氣體是由其它元素構成的。充足的氣體在引力場的作用下聚集在一起，每一個原子對其它原子也同樣有引力作用。
這種引力驅動足以令原子之間互相碰撞，從而產生熱量。實際上，當原子之間相互碰撞時，它們的振動和平動速度加快（畢竟熱能的本質是分子平動和轉動的動能），最終，它們變得十分熾熱，單個原子具有很大的動能，以至於它們與另一個同樣具有很大動能的原子碰撞時，不只是會發生相互反彈。
在充足能量的作用下，兩個原子相互碰撞，這些原子的核心聚集在一起。請記得，這些原子大部分是氫原子，氫原子的原子核內只有一個質子。當兩個原子核聚集在一起（是我們已知的過程，稱為核聚變），所產生的原子核擁有兩個質子，這樣的新原子叫氦。恆星也可以將較重的原子（如氦）融合在一起，形成更大的原子核（這個過程稱為核合成，被認為是宇宙中元素的形成方式）。
恆星的燃燒
因此，恆星內部的原子（通常是氫）相互碰撞，經歷核聚變過程，產生熱量、電磁輻射（包括可見光）和其他形式的能量，如高能粒子。這一段核聚變的時期是我們大多數人所認知的恆星的生命。我們在天空中所看到的大多數恆星也正處在這一階段。
恆星的這種熱量會產生壓力，將原子推開。粗略地類比來說，就像在氣球內部加熱空氣，對氣球表面產生的壓力。但請記住，引力試圖將它們壓縮到一起。最終恆星內部的引力和排斥的壓力相互平衡，在此期間，恆星得以以相對穩定的方式燃燒，直到燃料耗盡為止。
恆星的冷卻
當一個恆星的氫燃料轉化成了氦或其它更重的元素，這些元素需要更多的熱量才能引發核聚變。質量大的恆星消耗燃料速度更快，這是由於它需要更多的能量來抵消更大的引力（換句話說，更大的引力會使原子的碰撞更劇烈）。雖然我們的太陽可能會持續約五十億年，但更多大質量的恆星可能會在耗盡燃料之前只持續短短一億年。
當恆星的燃料開始耗盡時，恆星產生的熱量變少。沒有熱量形成的壓力來抵消引力，恆星開始在引力作用下坍縮。
然而，一切都還沒有完。請記得這些原子是由質子、中子和電子組成，它們是費米子（即自旋為半奇數、服從費米-狄拉克統計的粒子）。泡利不相容原理是支配費米子的原則之一，該原理表明沒有兩個費米子可以佔據相同的“狀態”，可以用一種更奇妙的說法來解釋，即在同一個地方做同樣的事的人只能有一個。（另一方面來說，玻色子就不會遇到這樣的問題，這也是光子激光器能夠運作的理由。）
泡利不相容原理所造成的結果是在電子間產生了另一種輕微的排斥力，這有助於抵消恆星的引力坍縮，使其成為白矮星。這是印度物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）於1928年發現的。
當恆星劇烈坍縮直至電子併入質子轉化成中子，中子間的斥力（強相互作用的核力）抵消了引力坍縮，另一種類型的星體——中子星就會出現。然而，並非所有的恆星最終都會成為白矮星或中子星。錢德拉塞卡認為一些恆星會有著非同尋常的命運。
恆星的死亡
錢德拉塞卡斷定任何比太陽質量約1.4倍大的恆星（稱為錢德拉塞卡極限）不能支撐自身以抵抗它的引力從而坍縮成白矮星。距離太陽約3倍（質量約太陽3倍）的恆星將成為中子星。
除此之外，恆星的質量太大以至於無法通過泡利不相容原理的斥力來抵消引力牽拉，有可能的是，當恆星衰亡時，它會經歷超新星階段，將足夠質量的物質拋散到宇宙中，從而使其質量低於極限，併成為這些類型恆星中的一種……但如果沒有超新星階段，將會發生什麼呢？
在那種情況下可能的回答是：質量會在引力作用下繼續坍縮，直到形成黑洞。
這就是人們所認知的恆星的死亡。
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