Zvaigznes dzimst, kad to kodolos sākas kodolreakcijas, kurās ūdeņradis pārvēršas par hēliju. Lielāko sava mūža daļu tās pavada, vienmērīgi spīdot, līdz ir izmantots viss ūdeņradis. Tad zvaigznes pakāpeniski beidz pastāvēt. Vispirms tās atrodas fāzē, kurā uzliesmo un strauji palielinās, kļūstot par sarkanajām milzu vai pārmilzu zvaigznēm. Veids, kādā zvaigzne galu galā beidz savu mūžu ir atkarīgs no tās masas. Vieglākās zvaigznes nomet ārējos slāņus un pakāpeniski izgaist. Masīvākās zvaigznes mirst grandiozā sprādzienā, kuru savu par pārnovu.
Sarkanais milzis. Kad zvaigzne ir izlietojusi visu kodolā esošo ūdeņradi, kodolsintēzes reakcijas pārvietojas uz ārpusi, uz plāno centrālās daļas apvalku. Procesā rodas tik daudz siltuma, ka zvaigznes atmosfēra izplešas, tādēļ zvaigznes virsa atdziest un kļūst sarkanāka. Zvaigzne pārveidojas par sarkano milzi. Vienlaikus hēlija kodols saraujas, līdz tas kļūst tik blīvs, ka sākas jauna kodolreakcija. Šajā reakcijā hēlijs pārvēršas par smagākiem elementiem un nodrošina zvaigznes pastāvēšanu vēl aptuveni 2 miljonu gadu.
Pārmilzis. Zvaigznēs, kuru masa ir lielāka nekā astoņas Saules masas, kodols kļūst tik karsts, ka no hēlija sintēzes ogleklis un skābeklis var tālāk pārveidoties par smagākiem elementiem. Zvaigzne uzblīst, pārvēršas par pārmilzi, kas ir vairākas reizes lielāks par sarkano milzi.
Planetārais miglājs. Kad sarkanā milža (Saules masas zvaigznes) kodolā esošais hēlijs ir izlietots, kodols atkal saraujas, atbrīvojot enerģiju, kura nomet zvaigznes ārējos slāņus kosmosā. Karstā kodola starojums izraisa aizmestās gāzes spīdēšanu, izveidojot gredzenveida planetāro miglāju.
Baltais punduris. Planetārā miglāja centrā zvaigznes kodols turpina sarauties, līdz atomu elektroni tiek piespiesti pie to centrālajiem kodoliem. Zvaigzne tad kļūst gandrīz tikpat liela, cik Zeme un šīs zvaigznes viela sērkociņu kastītes lielumā svērtu tikpat, cik zilonis pie mums. Šo ļoti blīvo un karsto zvaigzni ir ļoti grūti ieraudzīt tās mazo izmēru dēļ.
Novas. Ja baltais punduris veido ciešu zvaigžņu dubultsistēmu, tad tas var pievilkt gāzi no otras zvaigznes. Laika gaitā uz baltā pundura virsmas sakrājas gāze, tā ļust tik karsta un blīva, ka sākas kodolsintēzes reakcijas. Notiek gigantisks sprādziens, kura rezultātā zvaigzne uzliesmo un kļūst par novu - šķietami jaunu zvaigzni.
Pārnova. Kodolreakcijā dzels vairs nevar pārvērsties par citiem elementiem tādā pašā veidā kā vieglākie elementi, tādēļ pārmilža kodolā dzelzs daudzums strauji palielinās. Kad visa degviela ir iztērēta, kodols vairs nespēj saglabāt formu, tāpēc tas spēji saraujas. Atbrīvojas tik daudz enerģijas, ka zvaigzne uzsprāgst pārnovas eksplozijā., kas izgaismo visu galaktiku. Eksplozijā izsvaidītie smagie elementi nodrošina jaunas paaudzes zvaigžņu un planētu veidošanos.
Pārnova 1987A. 1987. gada 23. februārī astronomi novēroja spožu pārnovas uzliesmojumu Lielā Magelāna Mākonī - vienā no mūsu Galaktikai tuvākajām galaktikām. Tas kvēloja ilgāk nekā 85 dienas un bija viegli novērojams ar neapbruņotu aci. Eksplodējošā zvaigzne bija zilais milzi - Sanduleak, tā masa bija 20 reižu lielāka nekā Saules masa.
Pārnovas senatnē. Tiho Brahe novēroja pārnovu 1572. gadā. Viņš secināja, ka debesis nav nemainīgas. Taču daudz grandiozāku pārnovu senatnē, iespējams, redzējis kāds ķīniešu astronoms 1054. gadā. No tās atliekām ir izveidojies Krabja miglājs Vērša zvaigznājā.
Beigu stāvokļi. Tas, kas atliek pēc pārnovas sprādziena, ir atkarīgs no kodola masas, kurš sablīvējās. Ja kodola masa ir mazāka nekā Saules masa, tad tas saraujas, līdz kļūst par ļoti blīvu neitronu zvaigzni. Ja kodola masa ir daudz lielāka, tad beigās tas var pārvērsties par melno caurumu un izzust no redzamā visuma.
