A csillagok fejlődési útvonalai és végállapotai elsősorban az égitestek kezdeti tömegétől függenek (további tényező még, ha az égitest nem magányos, hanem kettős vagy többes rendszer tagja).
A végállapotok a „normál” csillagoknál jóval kisebb méretű, kompakt objektumok, melyeknek három alapvető típusát ismerjük: fehér törpék, neutroncsillagok és fekete lyukak.
Fehér törpék
Ha a csillag tömege kb. 5 naptömeg alatti, ez nem elegendő ahhoz, hogy a héliumégés után visszamaradt szén- és oxigénmagban további reakciók induljanak be. Külső rétegét planetáris köd formájában ledobja, hidrogén- és héliumégető héja lassan kimerül, és a csillag energiatermelő reakciók híján elkezd összehúzódni – ilyenkor keletkezik fehér törpe. A csillag zsugorodását a fehér törpéknél az elfajult elektrongáz nyomása állítja meg. Az elfajult anyagra nem érvényesek az ideális gáztörvények, nyomása tulajdonképpen csak sűrűségétől függ. A fehér törpe összepréselt anyagában az atommagok nagyon közel kerülnek egymáshoz, így kevesebb pálya alakulhat ki a magok körül, mint ahány elektron van (a klasszikus megközelítés szerint). Amikor az elektronok egy része betölti ezeket az energiaállapotokat, a Pauli-féle kizárási elv értelmében „minden férőhely elkelt”. A maradék elektron kénytelen a már telített pályákon, az azokra jellemzőnél nagyobb energiával mozogni. Ekkor az ionizált anyag rendkívül nagy külső nyomásnak is ellenáll. Ezt nevezik az anyag elfajulásának, amely termonukleáris energiatermelő reakciók nélkül is ellenáll a külső rétegek nyomásának.
A fehér törpék mérete a Föld mérettartományába esik, átmérőjük 10 ezer km körüli, sűrűségük nagy: 10 6 -10 7 g/cm3 . Az elfajult elektrongáz csak adott nagyságú nyomásnak tud ellenállni, így a fehér törpék tömege nem haladhatja meg az 1,4 naptömeget, ez a Chandrasekhar-határ. (Elméletileg számított érték nem forgó csillagokra.) Az összehúzódás több rendkívüli következménnyel is jár: pörgésük felgyorsul, tengelyforgási idejük néhányszor 10 másodpercre nő. Az eredeti mágneses tér megmarad, ami kis térfogatba zárva rendkívül erős lesz.
A fehér törpék anyaga jó hővezető, belsejükben mindenhol közel azonos hőmérséklet uralkodik. (Felszínükön egy vékony rétegben nincs elfajulva az anyag, itt időnként fúziós reakciók történhetnek, amint a csillagközi térből hidrogén hullik rájuk.) A megfigyelt fehér törpék hőmérséklete 100000-4000 K közötti. Lassan, évmilliárdok alatt hűlnek ki teljesen, ekkor fekete törpe lesz belőlük. Az 5-8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok magjában a nagy tömeg miatt akkora hőmérséklet alakul ki, hogy tovább fuzionál a szén valamint az oxigén, és a reakciók során egyre nehezebb atommagok épülnek fel. A fúziós reakciók egészen a vasmagokig zajlanak le, ennél nehezebb atommagok létrehozásakor azonban már nem szabadul fel energia, így az energiaforrások kiapadnak. A belső nyomás már nem tudja megtartani a ránehezedő külső rétegeket, és a csillag összeroskad. Az ekkor megfigyelhető jelenséget nevezzük szupernóvarobbanásnak.
Ha a fehér törpe egy kettős csillagrendszer tagja, akkor társcsillagától anyagot kaphat. Az anyagfelvétel hatására a tömege megnő, és egy idő után elérheti az ún. Chandrashekhar-féle határtömeget (kb. 1,4 naptömeg): ekkor a csillag elfajult anyaga nem képes többé ellenállni a megnövekedett gravitációs erőnek, ezért összeroskad. A hirtelen összeomlás termonukleáris robbanást okoz a csillag magjában, ami a csillag burkának nagy sebességű ledobódásához vezet. Ekkor a csillag fénye másodpercek alatt több százmilliószorosára nő, majd lassan (hetek, hónapok alatt) ismét elhalványul. Ezt a jelenséget Ia típusú szupernóva-robbanásnak nevezzük.
Bizonyos kettős rendszerek fejlődése akár úgy is alakulhat, hogy végül két fehér törpe kering egymás körül. Ezek a modellek szerint folyamatosan csökkenő sugarú pályákon keringenek a közös tömegközéppont körül (periódusidejük és mozgási energiájuk is csökken, utóbbi miatt erős gravitációshullám-forrásoknak valószínűsítik őket), végül összeolvadnak és egy robbanásban megsemmisülnek – ez a folyamat szintén magyarázat lehet az Ia típusú szupernóvák kialakulására.
Neutroncsillagok
A neutroncsillagok kisméretű, nagytömegű égitestek, anyaguk nagyrészét neutronok alkotják. Szupernóvarobbanások során keletkeznek a csillagok magjából. Átmérőjük 10 km körüli, sűrűségük az atommag sűrűségéhez áll közel: 10 17 -10 19 g/cm3 . A nagytömegű csillag összeroskadása során a hatalmas nyomás hatására az anyag nagyrésze neutronokká alakul. Ezek után az objektum már nem termel energiát, a további összehúzódást az egymásnak préselődő neutronok állítják meg. (A szabad neutronok egyébként nem stabil képződmények, laboratóriumi körülmények között gyorsan elbomlanak. Itt azonban erre képtelenek, a hatalmas sűrűség miatt ugyanis az összes energiaszint telítve van.) A neutroncsillagok tömege 0,5 és 3-4 naptömeg közötti lehet, általában 5-30 naptömegű csillagok élete végén alakulnak ki. Az 1,4 naptömegnél kisebb tömegű mag elméletileg fehér törpe formájában is stabil állapotba juthat. Erre azonban ez esetben nincs lehetőség, mivel a szupernóvarobbanáskor bezuhanó külső rétegek akkora nyomást fejtenek ki a magra, hogy annak az elfajult elektrongáz nem tud ellenállni. (A tömeg felső határa elég bizonytalan, ezt ugyanis erősen befolyásolja a csillag mágneses tere és az összehúzódás során felgyorsuló pörgés.) Persze a neutroncsillagok sem csak neutronok homogén keverékéből állnak, hanem más részecskéket is tartalmaznak.
Belső szerkezetükről csak közelítőleges modelljeink vannak. Felszínükön valószínűleg néhány méter vastag „gázréteg” található, itt az atommagok még megtartják elektronjaikat, az elektronhéjak azonban az erős mágneses tér következtében eltorzulnak, összenyomódnak. (A csillag összehúzódása során kis térfogatba préselve felerősödik az eredeti mágneses tér.) A felszíni kb. 1 km vastag rétegben nehéz, főleg vas atommagokat találunk kristályrácsba rendeződve, melyeket elektronok „tengere” jár át. A külső kéreg után mintegy 2 km vastag réteg következik, itt a kristályos szerkezetbe kapcsolódó atommagok között az elektronok mellett már szabad neutronok is megjelennek. Ez alatt következik a neutroncsillag legnagyobb kb. 10 km-es övezete, amelyet főleg neutronok alkotnak, kevés proton és elektron „szennyezéssel”. Itt a neutronok bizonyos szempontból folyadékként viselkednek: az anyag szupravezető, azaz ellenállás nélkül vezeti az elektromos áramot, és szuperfolyékony, nincs viszkozitása. A centrumban feltehetőleg a neutronoknál még nehezebb magok találhatók, melyek hétköznapi körülmények között rendkívül gyorsan elbomlanak.
A neutroncsillagok gyorsan hűlnek, kialakulásuk után néhány hónappal felszíni hőmérsékletük tízmillió K alá, majd néhány ezer, tízezer év alatt egymillió K alá süllyed. Az impulzusmegmaradás törvénye értelmében az összeroskadó csillag forgási sebessége hatalmas lesz, másodpercenként többször is megfordul tengelye körül. (Ha Napunkat hirtelen neutroncsillaggá nyomnánk össze, tengelyforgási ideje 0,0001 másodperc lenne.) A neutroncsillagok kiterjedt és rendkívül nagy energiatartalmú magnetoszférával rendelkeznek, ennek belső tartományai együtt forognak az égitesttel, a külső részek pedig spirálisan feltekerednek. A periodikus rádiósugárzást kibocsátó pulzárok neutroncsillagok. Itt valószínűleg az égitest felszínének egy, illetve több pontjáról vagy a neutroncsillagot környező magnetoszférából nagyenergiájú rádiósugárzás relatíve keskeny nyílásszög alatt távozik el (akárcsak egy jó fényszórónál). Ennek észlelésére pedig csak akkor van lehetőség, ha a kérdéses sugárzási „kúp” éppen ránk mutat. A gyors tengelyforgás következtében erre rendkívül gyakran kerülhet sor, ezért látjuk pulzálni az égitestet. (A pulzárok periódusának segítségével lehet a neutroncsillagok tengelyforgási időtartamát meghatározni.) A neutroncsillagok kismértékben folyamatosan lassulnak, mivel pörgésük kinetikus energiája elektromágneses energiává alakul és eltávozik. A forgás lassú, folyamatos csökkenésén kívül szabálytalan, ugrásszerű változások is előfordulnak. Ezeket olyan „csillagrengések” (glitch-ek) válthatják ki, melyek során átrendeződés történik a csillag belső szerkezetében. A rendkívül gyors pörgés következtében a neutroncsillag alakja ugyanis enyhén lapult, ez a lapultság pedig a pörgés lassulásával csökkenni fog, aminek a szilárd kéreg ellenáll. Törések, hasadások keletkeznek benne, tömegátrendeződések történnek, ezek válthatják ki a csillagrengéseket.
Fekete lyukak
A fekete lyukak olyan csillagok magjából alakulnak ki, melyek tömege akkora, hogy saját gravitációs terük összehúzó erejének semmilyen ismert fizikai folyamat nem tud ellenállni, így az égitest „teljesen” összezsugorodik. Ekkor egy olyan tartomány alakul ki, amelyen belülről az összehúzódott csillag gravitációs tere hatására sem anyag sem sugárzás – így fény sem – szabadulhat ki. Ennek a térségnek a határát nevezzük eseményhorizontnak, amely egyirányú átjáró: csak befele lehet áthaladni rajta. A csillagok összeroskadásával keletkező fekete lyukak alsó tömeghatára 2,5-3 naptömeg körüli, átmérőjük néhány km. Léteznek többmillió naptömegű óriási fekete lyukak is, melyek galaxisok centrumában helyezkednek el, és elképzelhető mikroszkopikus méretű fekete lyukak létezése is.Általában 25-30 naptömegű,illetve ennél nagyobb tömegű csillagok magjából jön létre életük végén fekete lyuk. (Ez több tényezőtől is függ, pl. a csillag élete során elszenvedett anyagveszteségtől.) Jelenleg nem tudjuk pontosan, hogy a fekete lyukak kialakulásakor is bekövetkezik-e szupernóvarobbanás, avagy sem. A fekete lyukakat környezetükkel való kölcsönhatásuk révén lehet megfigyelni, ma már sok olyan égitestet ismerünk, amelyek nagy valószínűséggel fekete lyukak.