Ето защо звездите не се свиват, въпреки голямата си маса. Колкото по-масивна е звездата, толкова по-силно тя се стреми да се свие, повече се нагряват вътрешните й слоеве, по-бързо и по-често протичат ядрените й реакции, отделя се повече енергия, в резултат на което звездата е по-ярка.
Възниква въпросът - кои звезди живеят по-дълго, тези които имат голяма маса и се характеризират с голяма скорост на протичане на ядрените реакции, или тези, които са с малка маса и излъчват малко енергия? Оказва се, че скоростта на протичане на ядрения синтез е пропорционална на масата на звездата на четвърта степен. Следователно, масивните звезди изгарят по-бързо от по-малко масивните. Най-тежките изгарят всичкия си водород за няколко стотици хиляди години, а леките червени звезди могат да светят в течение на няколко десетки милиарда години.
Основният извод е, че много от характеристиките на звездите зависят до голяма степен от тяхната маса. Много масивните звезди имат големи температури на повърхността и в ядрата си. Те бързо изгарят своето ядрено гориво - водорода - от който основно са изградени. За това коя от две звезди е по-масивна можем да съдим по нейния цвят - сините са по-тежки от белите, белите от жълтите, жълтите от оранжевите, оранжевите от червените.
Диаграма на Херцшпрунг – Ръсел (диаграма ХР) е диаграма “спектър – светимост”, като на абцисата е нанесен спектралния клас (или температурата, която расте наляво по абцисата, т.е. по- горещите и по – сините звезди са отляво на диаграмата), а на ординатата е нанесена светимостта на звездите (или тяхната абсолютна звездна величина).
Всяка точка от диаграмата изобразява отделна звезда с нейната температура (спектрален клас) по абцисната ос и светимост (абсолютна звездна величина) – по ординатната ос.
Звездите не запълват равномерно диаграмата на Херцшпрунг – Ръсел, а се групират в последователности, т.е. възможни са само определени съотношения между температурата и светимостта на звездите, като 90 % от тях са разположени в главната последователност, която започва от горния ляв край (при горещи сини звезди с най-голяма светимост), където са гигантите и свръхгигантите и завършва в долния десен край (при по-студените червени звезди с ниска светимост), където са жълтите и червените джуджета в зависимост от температурата им или са областите от бели джуджета и субджуджета.
Слънцето е звезда – жълто джудже от главната последователност със спектрален клас G2.
Огромна част от звездите светят с неизменен блясък. Има обаче звезди, чийно блясък се мени. В част от случаите промените на блясъка се дължи на външни причини. В останалите случаи промените на блясъка се дължат на физични процеси в самите звезди, възникнали в следствие на нарушено равновесие. Такива звезди наричаме променливи. Те биват два вида - пулсиращи и катаклизмични (еруптивни).
При избухването на една нова тя бързо увеличава размерите си, изхвърля вещество и се освобождава огромно количество енергия. Новите звезди за няколко денонощия увеличават светимостта си около 10 000 пъти. След избухването блясъкът им бавно, в продължение на месеци намалява до стойността, която е имал преди това. Името на тези звезди идва от древността, когато се е смятало, че избухвания от този вид са доказателство за зараждаща се нова звезда.
Взривовете на новите звезди не са най-грандиозните катастрофи в Галактиката. Многократно ги превъзхожда едно изключително рядко явление - експлозията на свръхнова звезда. Наричат се така, защото при експлозията им се отделя хиляди пъти повече енергия, отколкото при новите. Мощното налягане на изродения неутронен газ стабилизира звездното ядро и то се втвърдява. Падащият с огромна скорост материал от външните звездни слоеве “отскача” от твърдата повърхност и се издига обратно към повърхността, пораждайки ударна вълна с гигентска сила и звездата се взривява, като външните и слоеве, наречени остатъци от свръхнови се разширяват със скорост 5 000 – 10 000 km/s, като разкъсани влакнести газови обвивки. Звездата става изключително ярка и светимостта и достига до 1011 L 
5.1037 W, като се синтезират вкички елементи – стабилни и нестабилни от Менделеевата таблица, които са по-тежки от желязото. След това светимостта бавно спада за около 300-400 денонощия, като в пространството се отделя около 1044 J енергия.
В късните стадии на еволюция на звездата водородното гориво в нейното ядро се изчерпва и се образува хелиево ядро, което започва да се свива. Горенето на водорода става в слой около ядрото. При това обвивката на звездата започва да се разширява, като плътността и температурата намаляват. По този начин радиусът на звездата нараства стотици пъти, а цветът и става червен. Така звездата се превръща в червен гигант.
Свиването на ядрото продължава с все по – висока скорост и в него започва процес на неутронизация. При този процес всеки протон се разпада на неутрон, позитрон и неутрино, като позитроните напускат ядрото и анихилират с електроните в обвивката. При анихилацията се отделя голямо количество енергия, температурата на обвивката на ядрото се повишава и вследствие на това останалия водород избухва (термоядрена реакция). Огромното количество енергия от тази реакция изхвърля обвивката на звездата навън. От звездата остава само неутронната звезда. Нейното ядро е изградено предимно от неутрони и е с много малки размери – 9 – 10 km радиус.
Неутронните звезди са изключително компактни обекти - размерите им не надвишават 10-20 км. Плътността им е гигантска. Освен компактните размери и колосалните плътности, неутронните звезди се характеризират с бързо въртене и силно магнитно поле. Те се въртят много бързо именно защото размерите им са толкова малки. Звездата прави един оборот около оста си за части от секундата. Интензитетът на магнитното поле също нараства след колапса стотици милиони пъти.
Следователно неутронните звезди представляват компактни, масивни и свръхплътни въртящи се магнити. Както при Земята, така и при неутронните звезди магнитната ос може да не съвпада с оста на въртене. Затова един наблюдател ще вижда излъчването на неутронните звезди не непрекъснато, а на импулси - само когато при въртенето си магнитната ос се обръща към него т.е. неутронните звезди проблясват подобно на морски фарове, поради което се наричат още пулсари.
Черните дупки представляват обекти, в които концентрацията на маса поражда толкова интензивно гравитационно поле, че нищо не може да го преодолее. При колапса на ядрата на най-масивните звезди интензитетът на гравитационното поле нараства неимоверно и изкривяването на пространството става съществено. Накрая, когато ядрото се свие до размер 3-5 км, пространството се "затваря". Звездата изчезва от Вселената - остава само една изключително силно изкривена област от пространството.
Фотоните, излъчвани от колапсиралия обект, не могат да го напуснат и не достигат до наблюдателя - тези обекти са невидими и затова са "черни". Гравитационните сили на тяхната повърхност са толкова големи, че всяко тяло пада върху тях като в "дупка" - ето откъде е и тяхното наименование.
При по-внимателно изследване можете да забележите, че немалка част от звездите на небето се групират в двойки. Обаче не всеки две звезди, които виждаме една до друга, са свързани в една система. Някои от тях случайно се проектират върху небесната сфера близо една до друга и тяхната двойственост е само видима. Такива звезди се наричат оптично-двойни. Има обаче и звезди, които не само видимо, но и в действителност са близо една до друга в пространството. Такива звезди се наричат физично-двойни, понеже са свързани в двойна система от гравитационните сили. Под действието на гравитацията те обикалят около общ център на тежестта, като по-масивната от двете се нарича главна звезда, а другата - спътник.
Две звезди образуват тясна двойна система, ако разстоянието между тях е сравнимо с радиусите им. Те не само се движат около общ център на тежестта, но и обменят вещество помежду си. Около всяка от двете звезди има зона, в която преобладава нейното собствено гравитационно поле. Изтичането на вещество става през точката, в която двете области се допират (нарича се точка на Лагранж). Обмяната на веществото в тясна двойна система съществено влияе върху характера на по-нататъшната еволюция на двете звезди.
Даже с невъоръжено око на небето могат да се забележат няколко места, в които звездите се струпват на едно място и образуват звездни купове. По външният си вид се делят на разсеяни и кълбовидни. Разсеяните звездни купове съдържат от няколко десетки до няколко стотин звезди, без тези звезди да са концентрирани към някаква точка. Но и в разсеяните купове може да има концентрация на звездите към центъра им, но по-слабо от сферичните.
Звездните купове и двойните системи имат голямо значение за изследване еволюцията на звездите. Звездите в един куп, както и в една двойна система, са се образували едновременно от едно и също вещество. И ако сега има разлика между тях, тя се дължи не на различната им възраст, а на разлика в техните характеристики при образуването.
