Яркая звезда в созвездии Ориона. Красный сверхгигант, полуправильная переменная звезда, блеск которой изменяется от 0,0 до 1,3 звёздной величины и в среднем составляет около 0,6. Красный цвет звезды, легко заметный при наблюдениях невооружённым глазом, соответствует показателю цвета B-V = 1,86. Минимальная светимость Бетельгейзе больше светимости Солнца в 80 тыс., а максимальная - в 105 тыс. раз.

и она уже прошла стадию горения водорода и гелия, перейдя к синтезу более тяжёлых элементов (углерода, неона, кислорода, кремния). Когда в ядре Бетельгейзе накопится железное ядро, термоядерные реакции прекратятся. Без внутреннего давления, противодействующего гравитации, ядро коллапсирует, что вызовет мощнейший взрыв — сверхновую типа II. После этого взрыва остаток звезды, скорее всего, превратится в нейтронную звезду, а если масса звезды близка к верхней границе — в чёрную дыру. 

Нейтронная звезда — это чрезвычайно плотный космический объект, который образуется после взрыва сверхновой у массивных звёзд. Она состоит в основном из нейтронов, а её масса сопоставима с массой Солнца, но радиус составляет всего около 10–20 километров. Со временем нейтронная звезда постепенно остывает. Сначала температура очень высока, но быстро падает за счёт нейтринного охлаждения. Когда нейтринное излучение становится менее эффективным, охлаждение замедляется, и звезда начинает остывать за счёт фотонного (теплового) излучения поверхности. Этот процесс идёт крайне медленно — на порядки дольше возраста Вселенной. 

Если масса исходного звёздного ядра была достаточно велика, нейтронная звезда не сможет долго противостоять гравитации. В этом случае дальнейший коллапс приведёт не к «смерти» звезды, а к образованию чёрной дыры. Таким образом, пока масса остатка не превышает предел Толмана — Оппенгеймера — Волкова, нейтронная звезда остаётся стабильным, долгоживущим объектом. Если масса выше этого предела — её судьба предрешена: она превратится в чёрную дыру.

Таким образом судьба Бетельгейзе превратится в Черную Дыру, но никто из ныне живущих, а скорее всего и вообще из человечества не сможет этого увидеть. До этого момента пройдут миллиарды лет.

Если протозвезда недостаточно массивна или плотна, чтобы достичь условий, необходимых для поддержания синтеза водорода, в таких случаях электроны дают начало особому газу, который сопротивляется сжатию протозвезды и препятствует разогреву её центральной зоны. В результате водород либо вообще не зажигается, либо гаснет задолго до полного выгорания. В этом случае звезда превращается в Коричневого Карлика.

Существует и другой сценарий превращения звезды в коричневого карлика, когда, например, белый карлик, будучи тяжелее и плотнее своего компаньона, начинает «воровать» у него материю, постепенно лишая красного карлика 90% его массы. В результате этого термоядерные реакции в его недрах прекращаются, и он превращается из звезды в Коричневого карлика.

HD 100546 B — самый крупный коричневый карлик, известный во Вселенной. Он находится в 357,7 световых лет от Земли, у юной бело-голубой переменной протозвезды KR Мухи A (8G Мухи A, HD 100546 A). Недавно он получил неофициальное имя Галлифрей в честь вымышленной гигантской планеты из Вселенной "Доктор Кто". Раньше этот объект считался самой гигантской планетой во Вселенной, однако позже, узнав, что его масса в 17.52 раз больше массы Юпитера, его перенесли в коричневые карлики. "Галлифрей" поражает своими размерами. Его диаметр оценивается в 986527 км. Это почти в семь раз больше Юпитера. Если сопоставить с Солнцем, то размеры HD 100546 B чуть меньше нашей звезды! Температура на нем всего около 1900 градусов.Всю свою жизнь он непрерывно остывает: чем крупнее такой объект, тем медленнее происходит этот процесс. Проще говоря, коричневый карлик из-за термоядерного синтеза разогревается на первом этапе своей жизни, а затем остывает, становясь похожим на обычную планету.

Судьба Солнца — стать белым карликом. Я коротко объясню, как это произойдёт и что вообще представляет собой такой объект.Запасы водорода в ядре постепенно истощаются. Когда это случится, ядро начнёт сжиматься, а внешние слои — расширяться. На этом этапе Солнце пройдёт через стадию красного гиганта. Его размер значительно увеличится, и, скорее всего, оно поглотит ближайшие планеты — Меркурий, Венеру, а возможно, и Землю. В недрах красного гиганта начнутся новые термоядерные реакции: гелий будет превращаться в углерод и кислород. Но когда и эти запасы исчерпаются, реакции прекратятся. Затем внешние слои звезды сойдут с орбиты. Разлетаясь в пространстве, они образуют планетарную туманность, а в её центре останется то, что осталось от ядра — белый карлик. По размерам он будет примерно с Землю (радиус белого карлика примерно в 100 раз меньше солнечного), но по массе сопоставим с Солнцем. Его вещество настолько плотно, что игральный кубик из него весил бы несколько тонн.

Но даже белые карлики не будут жить вечно. Они медленно истощат запасы углерода и кислорода, превратившись в черных карликов, которые почти не производят собственный свет. В конце жизни черного карлика бывшая звезда испытает распад протонов и в конечном итоге испарится в экзотическую форму водорода. Так будет выглядеть настоящая смерть звезды.

Такая судьба уготована звездам типа Солнца, хотя пройдут миллиарды лет, прежде чем звезда начнет процесс превращения в черного карлика. По оценкам NASA, Солнце будет оставаться белым карликом около 10 миллиардов лет. Однако другие оценки предполагают, что звезды могут находиться в этой фазе в течение квадриллиона лет. В любом случае, время, необходимое для достижения этой стадии с момента рождения звезды, превышает текущий возраст Вселенной, поэтому пока не существует ни одного черного карлика.

Железная звезда — гипотетический тип звезды, которая может возникнуть во Вселенной за время около 101500 лет (несоизмеримо большее, чем современный возраст Вселенной — около 1,4·1010 лет). Согласно предположению о формировании железных звёзд, холодный ядерный синтез, происходящий посредством квантового туннелирования, может привести к тому, что лёгкие ядра в обычной материи сольются в ядро железа-56, поскольку оно обладает самой высокой энергией связи. В результате деления и испускания альфа-частиц тяжёлые ядра распадаются на железо, превращая объекты звёздной массы в холодные сферы из железа. Формирование таких звёзд возможно только в том случае, если протоны не распадаются.

Впрочем, от звезды массой 8-12 «солнц» не остаётся вообще ничего. Давление в недрах тяжелого белого карлика настолько велико, что горение захваченного у другой звезды водорода приводит к «углеродной детонации». Причём, из-за огромной плотности вещества синтез более тяжёлых ядер из углерода происходит по принципу цепной реакции. Превратившись в сверхновую I типа, карлик полностью распыляется, поставляя галактике необходимые для формирования планет кремний и кислород. На этом звезда окончательно прекращает свое существование как небесное тело.