低質量星（私たちの太陽のような）：
* 白いd星： 外層を惑星星雲として排出した後、低質量星の核は密集した、暑く、非常に小さな白いd星に崩壊します。 これは主に炭素と酸素で構成されています。 白い小人は数十億年にわたってゆっくりと冷却されます。
中mass星（太陽よりもわずかに大きい）：
* 中性子星： これらの星は、電子変性圧を克服するのに十分な重力を持ち、陽子と電子を結合して中性子を形成します。これにより、わずか数キロメートルの半径を持つ非常に密なオブジェクトが作成されます。中性子の星は非常に熱く、強力な電波波を放出し、時にはパルサーの形成につながることがあります。
高質量星（太陽よりも大規模な大きい）：
* ブラックホール： 大規模な星が崩壊すると、重力は非常に激しく、中性子変性圧力でさえそれに耐えることができません。コアは、イベントの地平線に囲まれた無限密度のポイントである特異点に崩壊します。これは、重力が非常に強く、軽くさえも逃げることができない時空の領域です。
キーポイント：
* 恒星進化： 星のコアの崩壊は、恒星の進化における自然なプロセスです。
* 要素： 星の生涯の間、融合はより重い要素を作成し、最終的に鉄に到達します。これは非常に安定しており、これ以上融合することはできません。
* 超新星： 大規模な星の崩壊は、超新星の爆発を引き起こし、宇宙に重い元素を散乱させ、宇宙を豊かにすることができます。
星の人生の正確なエンドポイントは、初期の質量、回転、コンパニオンスターの存在などの要因に影響される複雑なプロセスであることは注目に値します。
