Başta Dünya ve diğer gezegenler olmak üzere, gökcisimlerinin kütleleri ve iç yapısı insanlık tarafından biliniyor. Günlük yaşamda bir nesnenin kütlesini tartarak ölçen, iç yapısını onu kırarak, veya kimi zaman bir aşama ileri gidip X-ışınlarıyla öğrenen insanoğlu için bu konu biraz kafa karışıklığı yaratabilir. Tabii bunun için radyasyonu kullanmak da yalnızca yumuşak ve görece ince yapılar söz konusu olduğunda yer. Bir de bunu her istenen yerde uygulayabilmek için Tüm bu veriler tamamen dolaylı yöntemlerle elde ediliyor.

Yıldızlar yaşamlarının sonunda biçim değiştirirler. Nükleer reaksiyonlar süpernova patlamasına neden olur. Kütlelerine göre yıldızlar enerjisi tükendikten sonra kara delik, beyaz cüce veya nötron yıldızına dönüşürler. Bir yıldızın süpernova sonrasında nötron yıldızı olabilmesi için Güneşten 4 ila 8 kat büyük olması gerekir. Güneş kadar olan yıldızlar nötron değil, beyaz cüceye dönüşürler. Yıldız yapısında bulunan hidrojeni helyuma, helyumu da karbona dönüştürerek yaşamını sürdürür. Bu reaksiyonlar yıldızın kütle çekim kuvveti ile dış basıncının dengede olmasını sağlar.