У звезды в балансе находится давление излучения и гравитационное сжатие. Небольшое сжатие приводит к усилению ядерных реакций, следовательно к разлёту вещества, и следовательно к ослаблению реакций. Как в стихотворении у Дмитрия Пригова:
Урожай повысился — будет больше хлеба
Будет больше времени рассуждать про небо.
Будет больше времени рассуждать про небо —
Урожай понизится, меньше станет хлеба
Изменение этого баланса — это и есть эволюция звезды. Она сложна, и тут невозможно её описать, да и не нужно. Об этом написано много интересных книг. Три критерия считают определяющими жизненный путь звезды: массу, химический состав, наличие компаньонов (т.е. входит ли звезда в состав кратных систем или так, сама по себе звезда).
Баланс может меняться плавно (например, наше Солнце при сходе с главной последовательности должно стать красным гигантом), а может и со взрывом. Так в конце жизни звезды, когда гореть уже не́чему, сжатие побеждает. Вещество звезды начинает падать к центру, т.е. звезда буквально падает сама на себя с ускорением. Это приводит к началу ядерных реакций с образованием тяжёлых элементов и взрыву.
Динамика взрыва очень сложна; изучается моделированием и сравнением моделей со скудными наблюдательными результатами (не каждый день взрываются сверхновые).
После взрыва остаётся 1) красивая туманность (симметрия в которой обусловлена вращением) обогащающая вселенную тяжёлыми элементами, и 2) плотное быстро вращающееся ядро. От массы и размеров этого ядра зависит, является ли оно чёрной дырой или еще нет, о чём Вам написали в других ответах.
Если звезда главной последовательности имеет массу более 20 M⊙, то в конце своей эволюции может сколлапсировать сразу в чёрную дыру. Если более 8 M⊙, то в нейтронную звезду. А некоторые тяжёлые нейтронные звёзды, могут доэволюционировать до чёрный дыры либо получив больше вещества из окружающего пространства (например от компаньона в двойной системе), либо замедлив своё вращение, израсходовав его на излучение.