大質量恆星
對大質量恆星，在氫殼燃燒開始時，核心的質量就已經夠大，在電子簡併壓力能夠取得優勢之前，就已經足以點燃氦融合，在一開始它們就比質量較低的恆星亮許多，因此還是比質量較小的恆星形成的紅巨星明亮。這些恆星不太可能活著成為紅超巨星，取而代之的是它們將摧毀自己成為II型超新星。
質量非常大的恆星（大約超過40 M☉），它們非常明亮，也有著強烈的恆星風，並由於輻射壓力而迅速地失去質量，並傾向於在成為紅超巨星之前就剝離自己的外層，因此從在主序星階段開始，表面始終維持著極高的溫度（藍白色的顏色）。因為外層會播極端的壓力排出，當代最大的恆星質量大約在100-150 M☉。
當核心從殼層底部的氫融合獲得物質時，會變得更熱、更緻密。在所有的大質量恆星中，電子簡併壓力不足已自行阻止塌陷，然而當每種元素在核心消耗掉後，新生成得更重元素會被點燃，暫時阻擋塌陷。如果核心的質量不是太大（考慮到之前已經發生大規模的質量損失，大約小於1.4 M☉），那麼它可能會如同之前所描述的低質量恆星，形成一顆白矮星（可能被行星狀星雲包圍）。不同的是白矮星主要由氧、氖、和鎂等更重的元素組成。質量達到某種程度時（估計大約是2.5 M☉，並且初始質量大約是10 M☉），核心的溫度可以達到氖會有部分被破壞形成氧和氦的溫度（大約是1.1GK），，而氦又會立刻和殘餘的氖融合成鎂；然後氧融合形成硫、矽和少量其他的元素。最後，溫度會高到每一種元素都會有一部分被光致蛻變的高溫，通常這些元素會釋放出能與其它元素立刻融合的α粒子（氦核）。所以，有一些核心能有效的重新組合成數量較少且較重的原子核。而且因為組成額外的重元素所釋放出的能量多於打破母原子核消耗的能量，因此淨能量是增加的。
核心質量太大，無法形成白矮星，但又不足以實現將氖燃燒持續產生氧和鎂的恆星，在融合生成更重的元素之前，就會由於電子捕獲過程，經歷核心塌陷造成核心的崩潰。無論電子捕獲造成核心加熱或冷卻，形成的都是較母元素輕的元素（如鈉和鋁），並對塌陷前不久在恆星內部產生的總能量產生重大的影響。這也可能對隨後的超新星噴出的元素和同位素的豐度產生明顯的影響。
超新星
一旦恆星核合成過程產生鐵-56，接續的過程就會消耗能量（向原子核添加碎片消耗的能量比釋放出的能量還要多）。如果核心的質量超過錢德拉塞卡極限，電子簡併壓力將無法支撐其質量反抗重力的影響，核心就將經歷突然的、災難性的塌陷，形成中子星或黑洞目前僅知道核心塌陷產生大量的微中子，就如在超新星SN 1987A觀察到的那樣。極具能量的微中子和一些原子核的碎片，它們的一些能量消耗在釋放核子，包括中子；一些能量被轉化成熱能和動能，從而增加了核心在開始塌陷中匯入而反彈的一些衝擊物質的震波。在非常緻密的匯合物質中發生的電子捕獲產生了額外的中子。由於一些反彈的物質是受到中子的轟擊，它們的原子核捕獲中子形成一些比鐵更重的元素，包括放射性元素鈾，甚至更重的。 儘管非爆炸性的紅巨星在早期的核反應和次反應中釋放出來的中也能創造出一定數量比鐵重的元素，但這些比鐵重的元素豐度（特別是一些有著多種穩定或長壽同位素的元素）與超新星爆炸有著顯著的不同。在太陽系中發現的豐度與這兩者都不一樣，因此無法單獨用超新星爆炸或紅巨星的彈射來解釋觀察到的重元素和其中的同位素豐度。
從核心塌陷轉移到反彈物質的能量不僅產生了重元素，還提供了遠超過它們加速和脫離所需要的逃逸速度，因而導致Ib、Ic或II型超新星的生成。目前對這些能量轉移過程的了解仍不能令人滿意，雖然目前的計算機模擬能對Ib、Ic或II型超新星的能量轉移提供部分的解釋，但仍不能充分解釋觀測到拋射出來的物質所攜帶的能量。然而，微中子振盪可能在能量的傳遞問題中發揮重要的功用，因為它們不僅影響微中子在特定風味中的可用能量，而且還通過一般相對論對微中子的其他效應。
從對微中子聯星（需要兩顆超新星）的質量和軌道參數分析獲得的一些證據顯示，一顆氧-氖-鎂核塌陷產生的超新星，和與鐵核芯塌陷差產生的超新星，在觀測上可能會有差異性。
目前存在的質量最大的恆星也許在超新星爆炸中會因為能量遠遠超過它的重力束縛能而完全的被毀滅。這種罕見的事件，可能是由不穩定對引起，不會留下包括黑洞在內的任何殘骸。在宇宙過去的歷史中，有些恆星可能比現存質量最大的恆星還要巨大，並且它們在結束生命時可能會由於光致蛻變立即塌縮成為黑洞。
恆星殘骸(緻密星)
當一顆恆星耗盡了供應的燃料之後，依據它在生命期的質量，它的殘骸可以是下面三種型態之一。
白矮星和黑矮星
1 M☉的恆星，演化成白矮星之後的質量大約是0.6 M☉，體積則壓縮至近似地球的大小。因為它向內的重力與電子產生的簡併壓力達到平衡，因此白矮星是很穩定的天體；這是包立不相容原理導致的結果。電子簡併壓力提供了一個相當寬鬆的極限範圍來抵抗重力進一步的壓縮，因此針對給定的化學組成，白矮星的質量越大，體積反而越小。在沒有燃料可以繼續燃燒的情況下，恆星殘餘的熱量仍可以繼續向外輻射數十億年。
白矮星在剛形成時有著非常高的溫度，表面的溫度可以超過100,000K，它的內部則更為炙熱。它實在是太熱了，因此在它存在的最初1,000萬年大部分的能量是以微中子的形式失去，但絕大部分的能量是在之後的十億年中流失。
白矮星的化學成分取決於它的質量。數個太陽質量的恆星，可以進行碳融合產生鎂、氖和少量其它的元素，形成的白矮星主要成分是氧、氖和鎂。在碳燃燒不是非常猛烈的條件下失去足夠的質量，讓它的質量低於錢德拉塞卡極限（見下文），使它不至於成為一顆超新星。一顆質量的數量級與太陽相同的恆星無法點燃碳融合，因此生成的白矮星主要由碳和氧組成，並且因為質量太低，除非之後能增加質量，否則即無法產生重力崩潰。質量低於0.5太陽質量的恆星，連氦燃燒都不能點燃，因此形成白矮星後的主要成分是氦。
在最後，所有的白矮星殘骸都將變成冰冷且黑暗，通常被稱為黑矮星的天體。然而，宇宙現在還不夠老，還不足以產生黑矮星這種天體。
如果白矮星的質量增加至超越錢德拉塞卡極限，對主要成分是碳、氧、氖、和/或鎂的白矮星，該極限是1.4太陽質量，則電子簡併壓力會因為電子捕獲而失效，並導致恆星塌縮。取決於化學成分和核心的前塌縮溫度，核心可能會塌縮成為一顆中子星，或是因為失控而引燃碳和氧的燃燒。因為需要較高的溫度才能重新點燃核心的燃料，所以原子量越高的元素越傾向於恆星塌縮；而因為電子被捕獲進入這些元素（降低原子量）會使核融合更容易被點燃，因此核心溫度越高的越傾向失控的核融合再反應，這會阻止核心的崩潰並導致Ia超新星的形成。即使標誌大質量恆星死亡的II型超新星釋放出的總能量更多，但這一類型的超新星仍比II型超新星亮許多。這不穩定的崩潰意味著不存在比1.4倍太陽質量更大的白矮星（只有超高速自轉的白矮星可能例外，因為其離心力抵消了部分的質量）。聯星之間的質量轉移可能會使白矮星的質量超過錢德拉塞卡極限，因而產生不穩定的狀況。
如果是在一顆白矮星和一顆普通的恆星構成的密近聯星系統中，來自普通恆星的氫會在白矮星周圍形成吸積盤，進而使得白矮星的質量增加，直到白矮星表面的溫度引發失控的核反應。但在白矮星的質量未超越錢德拉塞卡極限之前，這種失控只會形成新星。
中子星
當恆星的核心崩潰時，壓力造成電子捕獲，因而使得大多數質子都轉變成為中子。原本使原子核保持分離的電磁力都消失了（按比例，如果原子核的大小像極小的灰塵，原子將有如一個足球的競賽場那麼大），恆星的核心就成為只有中子的緻密球體，那麼大多數恆星的核心就成為只有中子的緻密球體（就像是一個巨大的原子核），覆蓋著薄薄的一層簡併態物質（主要是鐵和其它後來添加的物質）。中子也遵循包立不相容原理，以類似於電子簡併壓力但是更為強大的力，來抗拒進一步的壓縮。
這種恆星被稱為中子星，有著極高的密度，所以它們非常的小，大小不會超過一個大城市，直徑只有10公里的數量級(每立方公分8千萬噸至20億噸)。它們的自轉週期由於恆星劇烈的收縮而變得很短（因為角動量守恆）；觀察到的中子星自轉週期範圍從1.5毫秒（每秒鐘超過600轉）到幾秒。隨著這些恆星快速的自轉，每當恆星的磁極朝向地球時，我們就會接收到一次脈衝的輻射。像這樣的中子星被稱為脈衝星，第一顆被發現的中子星就是這種型態的。檢測來自脈衝星的電磁波輻射，通常大部分是無線電波，但也曾觀測到波長在可見光、X射線、和γ射線波段的脈衝星。
黑洞
如果恆星的殘骸有足夠大的質量，中子簡併壓力將不足以阻擋恆星塌縮至史瓦西半徑之下時，這個恆星的殘骸就會成為黑洞。現在還不知道需要要多大的質量才會發生這種情況，而目前的估計是在2至3個太陽質量之間。
到了黑洞的程度，已經不是密度多大的問題了，因為連非物質的光與時空都會被扭曲甚至併吞。
黑洞是廣義相對論所預測的天體。依據古典的廣義相對論說法，沒有物質或訊息能夠從黑洞的內部傳遞給在外部的觀測者，換句話說，我們無法直接觀測黑洞，必須藉由周圍星體軌道變化等重力資訊加以間接觀測，而目前天文學上的觀測和理論也都支持宇宙中存在著黑洞。
事實上，恆星的生命歷程對於元素的生成極具關鍵性，因為宇宙誕生之初只有氫與極少量的氦，構成地球生命的碳、氮、氧等元素以及原子序小於鐵的元素都是在恆星(尤其大質量恆星)高溫高壓的內核中融合產生的，以後有機會再來聊核融合。
