恒星之所以能够在很长的时间里保持稳定的状态，完全是因为其内部的核聚变反应。核反应将氢转变为氦，同时释放巨大的能量。这些能量往外传递，提供了恒星向外的辐射压。正是这种压力，抵抗着星体自身的引力，否则，恒星就会在自引力的作用下不停地向中心收缩。
　　然而，核 “ 燃料 ” 终有耗尽的一天。当恒星中央氢聚变为氦的反应停止以后，与引力抗衡的能量消失了，中央的氦核会迅速收缩。氦核的收缩会释放出巨大的引力势能。这些能量一方面将外围残余的氢 “ 点燃 ” ，使得恒星的表面急剧膨胀 ， 光度 剧 增，形成一颗巨星；另一方面，向内又将氦核加热。当氦核的温度升高到 1 亿开时，就能够产生氦聚变为碳和氧的核反应。氦核的 “ 点燃 ” 使得辐射压和引力重新达到平衡，收缩暂时停止。这样的过程可能会重复下去 ， 氦用完后是碳，然后是氧、硅等，直至中央生成致密的铁核。
　　

　　
　　但并不是所有的恒星都能演化到生成铁核的阶段。像太阳这样质量较小的恒星，当氦耗尽以后，由于物质的总量不够 ， 作为 “ 炉渣”的碳和氧坍缩所释放的引力势能无法将核心加热到“碳燃烧 ” 的温度。所以，坍缩会继续下去，直至密度高达几吨每立方厘米的时候，才在电子简并压的抵抗下停止下来，在中央留下一颗白矮星。而恒星外层的物质则继续向外膨胀，形成弥漫的行星状星云。白矮星刚诞生时非常热，表面温度可以达到上万开。随着时间流逝，它会慢慢冷却，温度和光度不断降低，逐渐变成红矮星以至黑矮星，几乎不再发光，那时就很难观测到它了。
　　大质量的恒星演化到了生成铁核的阶段，由于质量的不同 ， 最后的结局也是各不相同的。质量大约 4 - 8 倍太阳质量的恒星，残留下来的内核质量会超过 1.44 倍太阳质量 —— 这称为钱德拉塞卡极限，无法停留在白矮星的状态，而会一直坍缩成为密度比白矮星还要高几亿倍的中子星，星体由中子简并压与自身的引力抗衡。这个坍缩过程很快，释放的引力势能以猛烈爆炸的形式爆发出来，将内核以外的所有残余物质猝然拋向太空，形成一次超新星爆发。
　　如果恒星的质量再大一点会怎样呢？这时，内核的质量会超过约 3 . 2 倍太阳质量 —— 这称为奥本海默极限 ， 中子简并压也无法抵御内核自身的巨大引力，恒星的内核会一直坍缩下去，直至形成一个黑洞。外围的物质则在一次更加猛烈的超新星爆发中，散布到广袤的星际空间。
　　当然，恒星真正的演化过程远比这里描述的要复杂。但是无论如何，一旦恒星形成以后，它的质量就完全决定了其自引力大小；而自引力是主导恒星演化进程的首要物理因素，它一步一步地控制着不同质量的恒星走向各自不同的归宿。
　　微博士 简并压 电子、中子、质子等基本粒子，有一个物理学特性称为“自旋”。自旋等于半奇数（ 1/2 、 3/2 等）的粒子称为“费米子”。我们可以把费米子想象成需要占据一定空间的粒子，如果空间很小，同类费米子之间就会因为拥挤，产生相互排斥的作用，称为“简并压”。