Kiedy gwiazda wyczerpie całe paliwo jądrowe, nie ma możliwości produkowania energii we wnętrzu i zaczyna się gwałtownie kurczyć. Dzieje się tak, gdyż siła grawitacji działająca ku środkowi gwiazdy, nie jest dalej równoważona przez skierowane na zewnątrz siły ciśnienia gorącego gazu znajdującego się w środku. Co zdarzy się później zależy od masy kurczącego się obiektu.
Jeli masa gwiazdy jest mniejsza od 1/4 masy Słońca, w pewnym momencie przestaje się ona kurczyć, osiągając stan białego karła. Katastroficzne zapadanie się gwiazdy jest powstrzymane dzięki naturalnym własnościom elektronów. Gdy materia jest dostatecznie mocno ścinięta, elektrony nie dopuszczają do dalszego sprężenia gwiazdy i proces kurczenia zostaje powstrzymany. Dzieje się to jednak dopiero wtedy, gdy elektrony i jądra atomowe są stłoczone razem do tego stopnia, że tworzą krańcowo gęsty rodzaj materii. Białe karły o masie, takiej jak Słońce, mają rozmiary podobne do naszej Ziemi. Filiżanka napełniona materią z białego karła ważyłaby na Ziemi 100 ton. Białe karły mają zadziwiającą właściwość; im mają większe masy, tym ich rozmiary są mniejsze.
Bardzo trudno sobie wyobrazić, jak biały karzeł wygląda w środku. Najbardziej jest podobny do pojedynczego ogromnego kryształu, który powoli się chłodzi. Jednocześnie coraz słabiej świeci i czerwienieje. Nazwa "białe karły" jest myląca, gdyż nie opisuje ich barwy, jak można by sądzić. Tylko najbardziej gorące białe karły, których temperatura na powierzchni osiąga 10 000°C świecą białym światłem. W końcu wszystkie białe karły zamieniają się w ciemne kule popiołu, nazywane czarnymi karłami. Taki jest ostateczny koniec życia każdej gwiazdy o małej masie.
Białe karły są tak małe, że nawet te najgorętsze świecą bardzo słabo, i dlatego niezmiernie trudno je znaleć na niebie. Pomimo to setki białych karłów zostały odkryte. Astronomowie oceniają, że aż dziesiąta część wszystkich gwiazd w naszej Galaktyce to białe karły. Syriusz, najjaśniejsza (oprócz Słońca) gwiazda na niebie, ma za towarzysza białego karła nazwanego Syriuszem B.

Na podstawie obecnej wiedzy fizycznej można obliczyć, że zapadająca się gwiazda o masie większej od 1,4 masy Słońca nie przestaje się kurczyć, mimo że jej materia osiąga stan, taki jak w białych karłach. W takiej gwiedzie grawitacja jest tak silna, że elektrony zostają siłą wtłoczone w jądra atomowe. To powoduje, że protony zamieniają się w neutrony tak ogromnie stłoczone, że nie ma już pustego miejsca pomiędzy, nimi. Materia w gwiedzie neutronowej jest jeszcze gęstsza niż w białych karłach. Podobnie jak w białych karłach elektrony, tak tu neutrony mogą powstrzymać zapadanie się gwiazdy, jeśli tylko nie jest ona cięższa od 3 mas Słońca. Typowa gwiazda neutronowa ma średnicę około 10-15 km, a l cm³ jej materii waży miliard ton.
Poza niezmierną gęstością dwie inne specyficzne osobliwoci gwiazd neutronowych pozwalają odkryć ich obecność, mimo że są one tak małe. Gwiazdy te bardzo szybko wirują oraz mają niezwykle silne pola magnetyczne (milion milionów razy silniejsze od pola ziemskiego). Wszystkie gwiazdy obracają się wokół własnej osi, ale w miarę kurczenia się gwiazdy zwiększa się jej tempo rotacji. Podobnie łyżwiarz zaczyna szybciej obracać się na lodowisku, gdy tylko opuści wzdłuż tułowia poprzednio wyciągnięte w bok ręce. W efekcie gwiazda neutronowa wiruje, dokonując wielu obrotów w każdej sekundzie swego życia.

Pulsary zostały odkryte w 1968 roku. Radioastronomowie byli zadziwieni, że jakie naturalne obiekty mogą wysyłać pulsy radiowe w tak regularny i szybko zmienny sposób. Wkrótce zjawisko to zostało wyjaśnione.
W silnym polu magnetycznym gwiazdy neutronowej spiralujące elektrony produkują fale radiowe, które wąskim strumieniem są wysyłane na zewnątrz podobnie do snopu wiatła z reflektora w latami morskiej. Gwiazda szybko wiruje powodując obracanie się strumienia radiowego po niebie regularnie przecinającego nasz kierunek widzenia. Niektóre pulsary mogą też emitować promienie rentgenowskie, światło bądź promienie gamma, ale najwięcej znamy pulsarów radiowych.
Najwolniej wirujące pulsary wysyłają sygnał raz na cztery sekundy, ale te najszybsze powtarzają pulsy w odstępach milisekundowych. W tzw. pulsarach milisekundowych prędkość obrotu gwiazdy neutronowej prawdopodobnie została przyspieszona wskutek wzajemnego oddziaływania z gwiazdą towarzyszącą. Wydaje się zatem, że pulsary te są członkami układów podwójnych.

Dotychczas w naszej Galaktyce zostało znalezionych co najmniej 100 jasnych źródeł rentgenowskich. Promienie Roentgena niosą ze sobą tak dużo energii, że jedynie wyjątkowe zjawiska mogą je wytworzyć. Astronomowie sądzą, że te promienie emituje materia, spadając na powierzchnię mikroskopijnej (wg standardów astronomicznych) gwiazdy neutronowej. Zgodnie z tą teorią źródłami promieniowania rentgenowskiego są gwiazdy podwójne, z których jedna jest bardzo mała rozmiarami, ale o dużej masie - zazwyczaj gwiazda neutronowa lub biały karzeł, a być może nawet czarna dziura. Towarzyszem najczęściej jest gwiazda 10 do 20 razy masywniejsza od Słońca, albo gwiazda lżejsza od dwóch mas Słońca. Gwiazda o masie pośredniej jest niezwykłą rzadkością. Skomplikowane losy życiowe sąsiadujących ze sobą i wymieniających wzajemnie masę gwiazd doprowadzają do tego, że układ wysyła w przestrzeń przez jakiś czas promieniowanie rentgenowskie. Końcowy efekt zależy od pierwotnych mas obu gwiazd i początkowej odległości pomiędzy nimi.
W układach podwójnych, w których obie gwiazdy mają małe masy, wokół gwiazdy neutronowej tworzy się gazowy dysk. W przypadku gdy w układzie znajduje się masywna gwiazda, materia spływa z niej bezporednio na powierzchnię gwiazdy neutronowej bardzo wąską strugą formowaną przez pole magnetyczne gwiazdy, dlatego są to często również pulsary rentgenowskie.

Zgodnie z teoretycznymi rozważaniami masa gwiazdy neutronowej nie może być większa od około 3 mas Słońca. Do czego doprowadzi zatem zapadanie się bardziej masywnej gwiazdy? Najprawdopodobniej masywny kurczący się obiekt stanie się czarną dziurą.
Czarne dziury mają niesamowite właciwoci, które czynią je fascynującymi obiektami. W obszarze otaczającym gwałtownie zapadającą się masę pole grawitacyjne jest tak silne, że nic, nawet światło nie może się stamtąd wydostać. Granica tego obszaru nazywa się horyzontem zdarzeń, gdyż żaden obserwator znajdujący się na zewnątrz tej granicy nie jest w stanie zobaczyć co się wewnątrz tego obszaru wydarza. Wewnątrz, nic - z wyjątkiem być może nie znanych jeszcze zjawisk fizycznych - nie potrafi powstrzymać kurczenia się materii do nieskończenie małej objętości, czyli do punktu. Powierzchnia horyzontu zdarzeń niczym szczególnym się nie wyróżnia i skazany na zagładę astronauta wpadający przez nią do czarnej dziury nie zauważy niczego specjalnego. Powierzchnia ta działa jednakże jak jednokierunkowy zawór. Wszystko wpada przez nią do środka, ale nic nie może się wydostać. Dla czarnej dziury o masie 3 mas Słońca promień horyzontu zdarzeń wynosi 9 km.
Czy czarne dziury rzeczywicie istnieją? Prawie na pewno tak. Kandydatów na czarne dziury należy szukać w układach gwiazd podwójnych, gdyż badanie ruchu pary obiegających się gwiazd pozwala dokładnie zważyć oba składniki. W kilku układach zostały odkryte obiekty o bardzo małych rozmiarach, które wydają się być za masywne, by mogły być gwiazdami neutronowymi. W układzie podwójnym A0620-00 została precyzyjnie zmierzona masa supergęstej gwiazdy. Okazało się, że jest ona aż 16 razy masywniejsza od Słońca, inny układ podwójny - V404 Łabędzia zawiera czarną dziurę o masie co najmniej 6,3 masy Słońca.
Oprócz gwiezdnych czarnych dziur, w środkach niektórych galaktyk prawdopodobnie istnieją supermasywne czarne dziury. Tylko spadek materii na czarną dziurę jest w stanie wyprodukować ogromne iloci energii, które obserwujemy w tzw. aktywnych jądrach galaktyk.

Gwiazdy o masie mniejszej od 1,4 masy Słońca powoli gasną, kończąc życie. Jak umierają bardziej masywne gwiazdy? Jak powstają gwiazdy neutronowe i czarne dziury?
Wybuchowy koniec masywnej gwiazdy jest najsilniejszym gwiazdowym wydarzeniem, z jakim spotykają się astronomowie. Zostaje wtedy wyzwolone więcej energii, niż nasze Słońce wypromieniuje w ciągu 10 mld lat. Emisja światła pojedynczej umierającej gwiazdy jest porównywalna do światła wysyłanego przez całą galaktykę, a to co dostrzegamy jako gwałtowne pojawienie gwiazdy na niebie, przedstawia zaledwie mały ułamek całkowitej energii, która zostaje wyemitowana w czasie wybuchu. Fragmenty wybuchającej gwiazdy są wydmuchnięte na zewnątrz z ogromną prędkością około 20 000 km/s.
Tę gwiezdną eksplozję nazywa się wybuchem gwiazdy supernowej. Wybuchy gwiazd supernowych są prawdziwą rzadkością. Około 20-30 odkrywa się każdego roku w różnych galaktykach. Ocenia się, że w każdej pojedynczej galaktyce wybuchy zdarzają się co 20-100 lat, jednakże w naszej Galaktyce nie zanotowano żadnego wybuchu od 1604 roku, czyli od wybuchu tzw. supernowej Keplera. Być może supernowe wybuchały, ale nie byliśmy w stanie ich dostrzec z powodu dużej iloci pyłu międzygwiazdowego znajdującego się w Drodze Mlecznej. Radioastronomowie odkryli gazowy pierścień powstały wskutek wybuchu supernowej w gwiazdozbiorze Kasjopei i ocenili datę eksplozji na 1658 rok. Nikt nie zarejestrował wówczas wyjątkowo jasnej gwiazdy, ale na mapie z 1680 roku w miejscu obecnie widocznego pierścienia znaleziono gwiazdę umiarkowanej jasności, która później stała się niewidoczna na niebie.

Aby zrozumieć, co ostatecznie decyduje o eksplozji gwiazdy supernowej, należy przyjrzeć się ostatnim etapom życia masywnej gwiazdy. Kiedy zasoby wodoru w jądrze gwiazdy zostaną wyczerpane, gwiazda kurczy się aż do momentu, kiedy mogą rozpocząć się nowe procesy jądrowe przetwarzające tym razem hel w węgiel. Dużo dalej od środka gwiazdy, w cienkiej warstwie powoli przesuwającej się coraz bliżej ku powierzchni, zachodzi ciągle synteza wodoru w hel. Kiedy hel wyczerpie się w jądrze, węgiel staje się kolejnym paliwem. Proces ten jest powtarzany, aż do utworzenia jądra żelaznego. Jednocześnie cała seria jądrowych reakcji zachodzi w warstwach wokół jądra, co powoduje, że gwiazda ma strukturę przypominającą wnętrze cebuli.
Nieuchronnie gwiazda osiąga pewien stan ostateczny, kiedy żelazo-niklowe jądro otoczone jest wieloma warstwami, w których paliwem nuklearnym są kolejno od środka ku powierzchni krzem, neon, tlen, węgiel i hel. Tak zbudowany może być biały karzeł, jeśli tylko jego całkowita masa nie przekracza 1,4 masy Słońca. W przeciwnym przypadku zachodzi katastroficzny proces zapadania się jądra. W ciągu mniej niż jednej sekundy jądro wielkości Ziemi staje się mniejsze od planetoidy o promieniu 100 km i osiąga gęstoć panującą w jądrze atomowym. Jądro gwiezdne scala się tak, jakby było jednym gigantycznym jądrem atomu. Powstaje gwiazda neutronowa.
Gdy neutrony znajdujące się w środku jądra są w stanie powstrzymać dalsze zapadanie się centralnych części gwiazdy, proces zostaje gwałtownie zahamowany. Powstaje biegnąca na zewnątrz, przedzierająca się przez ciągle napływającą materię, fala uderzeniowa. Towarzyszy temu wydzielenie ogromnej energii i produkcja wielkiej liczby cząstek elementarnych zwanych neutrinami. W efekcie działania fali uderzeniowej zewnętrzne warstwy gwiazdy są odrzucone w przestrzeń. Zostaje odsłonięte jądro będące gwiazdą neutronową. Astronomowie sądzą, że większość, jeśli nie wszystkie, gwiazdy neutronowe powstają podczas wybuchów gwiazd supernowych. Uważa się, że w pewnych przypadkach jądro może być wystarczająco masywne, by stać się czarną dziurą.
Mamy dość dobry obraz tego, jak masywne gwiazdy kończą życie jako supernowe. Nie jest to jedyny sposób, w jaki może dojść do gigantycznej eksplozji. Tylko około l/4 wszystkich znanych gwiazd supernowych powstało w wyniku opisanych powyżej kolei życia gwiazd masywnych. Różnią się one od pozostałych wyglądem widma, a także szybkością wzrostu jasności i późniejszym gaśnięciem. Jak dochodzi do wybuchu innych gwiazd supernowych, jest mniej jasne. Najlepiej ugruntowana teoria przyjmuje, że był to biały karzeł znajdujący się w układzie podwójnym gwiazd. Przepływająca na białego karła materia z drugiego obiektu spowodowała przekroczenie granicy 1,4 masy Słońca. Uważa się, że w wyniku eksplozji, która musiała wtedy nastąpić, cała gwiazda została zniszczona.
Gwiazda supernowa utrzymuje stałą jasność około miesiąca, zanim zacznie stopniowo gasnąć. W tym czasie jej blask nie maleje dzięki zachodzeniu rozpadów radioaktywnych pierwiastków chemicznych powstałych podczas eksplozji. Jeszcze bardzo długo po wybuchu możliwe jest obserwowanie odrzuconej i wiecącej warstwy gazowej, która stopniowo rozszerza się i rozpływa w przestrzeń. Taką mgławicę nazywamy pozostałocią po wybuchu gwiazdy supernowej. Położona w gwiazdozbiorze Byka Mgławica Krab jest pozostałocią po wybuchu gwiazdy supernowej obserwowanym w 1054 roku. Wielki cienki pierścień wiecącej materii w Łabędziu zwany Mgławicą Włóknistą został wyrzucony podczas eksplozji gwiazdy supernowej około 30 000 lat temu- Pozostałości po wybuchach gwiazd supernowych są jednymi z najsilniejszych źródeł radiowych na niebie.

Blisko sto różnych pierwiastków chemicznych stanowi budulec skalistej Ziemi wraz z jej oceanami i atmosferą oraz roślinami i wszelkimi żywymi istotami.
We Wszechwiecie niektóre z nich występują w dużo większej obfitości niż pozostałe. Kosmiczne pierwiastki chemiczne łączą się, tworząc trudną do policzenia liczbę różnorodnych substancji. Jakie jest pochodzenie pierwiastków chemicznych - podstawowych cegiełek tworzących Wszechwiat? Astronomowie składają obraz przedstawiający rozmieszczenie różnych pierwiastków chemicznych we Wszechwiecie i znajdują wyjaśnienie, jak one powstały.
W reakcjach jądrowych jądra atomów i cząstki, takie jak neutrony, łączą się tworząc nowe pierwiastki chemiczne. Reakcje takie mogą zachodzić jedynie w niezmiernie wysokich temperaturach. Dostatecznie wysoka temperatura panowała w bardzo młodym Wszechwiecie, a obecnie istnieje we wnętrzach gwiazd, podczas wybuchów gwiazd supernowych i tam, gdzie materia spada na bardzo gęste gwiazdy, np. białe karły.
Cały wodór występujący we Wszechświecie i większość helu zostały wytworzone w paru minutach po powstaniu Wszechświata. Pierwsze pokolenie gwiazd, które powstały we Wszechświecie, były zbudowane niemal z czystego wodoru i helu. Wiemy już, że gwiazdy wytwarzają energię poprzez syntezę wodoru w hel i później helu i cięższych pierwiastków od węgla, poprzez tlen, krzem aż do żelaza. Kiedy gwiazda rozbłyskuje na niebie jako supernowa, większość jej materii - przetworzonej w reakcjach jądrowych - zostaje wyrzucona w przestrzeń.
W wyniku licznych eksplozji gwiazd supernowych materia znajdująca się w przestrzeni pomiędzy gwiazdami zawiera znaczącą ilość tworzywa przetworzonego wcześniej we wnętrzach gwiazdowych oraz duże ilości wodoru i helu istniejące tam od samego początku. Gwiazdy, które nie wybuchają też wzbogacają materię międzygwiazdową w różne pierwiastki, gdyż wyrzucają w przestrzeń materię ze swoich powierzchni poprzez wiatr gwiazdowy lub pozbywają się zewnętrznych warstw w postaci mgławic planetarnych. Należy jednak pamiętać, że wszystkie cięższe od helu pierwiastki to zaledwie kilka procent całej materii we Wszechświecie. "Resztę" stanowi wodór i hel.
Pamiętajmy, że również obecnie nowe gwiazdy rodzą się z obłoków międzygwiazdowych. Powstające dziś w naszej Galaktyce gwiazdy tworzą się z materii dużo bogatszej w pierwiastki chemiczne, niż te, które istniały wcześniej. Nawet nasze Słońce, utworzone prawie 5 miliardów lat temu, nie należy do pierwszej generacji gwiazd. Powstało z obłoku zawierającego dość węgla, tlenu, krzemu, żelaza i innych pierwiastków chemicznych, aby wytworzyć Układ Słoneczny z planetami bogatymi w różnorodne pierwiastki i związki chemiczne. Brzmi to zadziwiająco, ale atomy tworzące nasze ciało powstały we wnętrzach gwiazd istniejących bardzo dawno temu...