Las estrellas como el sol son grandes bolas de plasma que inevitablemente llenan el espacio que les rodea de luz y calor. Las estrellas vienen en una variedad de masas, y la masa determina qué tan caliente quemará la estrella y cómo morirá. Las estrellas pesadas se convierten en supernovas, estrellas de neutrones y agujeros negros, mientras que las estrellas promedio como el sol terminan su vida como enanas blancas rodeadas por una nebulosa planetaria que desaparece. Todas las estrellas, sin embargo, siguen aproximadamente el mismo ciclo de vida básico de siete etapas, comenzando como una nube de gas y terminando como un remanente de estrellas.

TL; DR (Demasiado largo; No lo leyó)

La gravedad convierte las nubes de gas y polvo en protoestrellas. Una protostar se convierte en una estrella de secuencia principal que finalmente se queda sin combustible y se colapsa más o menos violentamente, dependiendo de su masa.

Una nube de gas gigante

Una estrella comienza como una gran nube de gas La temperatura dentro de la nube es lo suficientemente baja como para que se formen las moléculas. Algunas de las moléculas, como el hidrógeno, se encienden y permiten a los astrónomos verlas en el espacio. El Complejo Orion Cloud en el sistema Orion sirve como un ejemplo cercano de una estrella en esta etapa de la vida.

Un Protostar es una Baby Star

A medida que las partículas de gas en la nube molecular se topan entre sí, se crea energía térmica, que permite que se forme un grupo cálido de moléculas en la nube de gas. Este grupo se conoce como Protostar. Como los Protostars son más cálidos que otros materiales en la nube de moléculas, estas formaciones se pueden ver con la visión infrarroja. Dependiendo del tamaño de la nube de la molécula, varios Protostars pueden formarse en una nube.

La Fase de T-Tauri

En la etapa T-Tauri, una estrella joven comienza a producir vientos fuertes, que alejan el gas y las moléculas circundantes. Esto permite que la estrella de formación se vuelva visible por primera vez. Los científicos pueden detectar una estrella en la etapa T-Tauri sin la ayuda de ondas infrarrojas o de radio.

Estrellas principales de la secuencia

Finalmente, la joven estrella alcanza el equilibrio hidrostático, en el cual se equilibra su compresión gravimétrica por su presión externa, dándole una forma sólida. La estrella se convierte en una estrella de secuencia principal. Pasará el 90 por ciento de su vida en esta etapa, fusionando moléculas de hidrógeno y formando helio en su núcleo. El sol de nuestro sistema solar se encuentra actualmente en su fase de secuencia principal.

Expansión a Red Giant

Una vez que todo el hidrógeno en el núcleo de la estrella se convierte en helio, el núcleo colapsa sobre sí mismo, haciendo que la estrella se expanda A medida que se expande, primero se convierte en una estrella subgigante, luego en una gigante roja. Los gigantes rojos tienen superficies más frías que las estrellas de la secuencia principal; y debido a esto, aparecerán de color rojo en lugar de amarillo. Si la estrella es lo suficientemente masiva, puede ser lo suficientemente grande para ser clasificada como supergigante.

Fusión de elementos más pesados ​​

A medida que se expande, la estrella comienza a fusionar moléculas de helio en su núcleo, y la energía de esta reacción evita que el núcleo colapse. Una vez que termina la fusión de helio, el núcleo se contrae y la estrella comienza a fusionar el carbono. Este proceso se repite hasta que el hierro comienza a aparecer en el núcleo. La fusión de hierro absorbe energía, por lo que la presencia de hierro hace que el núcleo se colapse. Si la estrella es lo suficientemente masiva, la implosión crea una supernova. Las estrellas más pequeñas como el sol se contraen pacíficamente en enanas blancas mientras sus capas exteriores se irradian como nebulosas planetarias.

Supernovas y Nebulosas Planetarias

Una explosión de supernova es uno de los eventos más brillantes del universo. La mayor parte del material de la estrella se introduce en el espacio, pero el núcleo implosiona rápidamente en una estrella de neutrones o una singularidad conocida como un agujero negro. Las estrellas menos masivas no explotan así. Sus núcleos se contraen en diminutas estrellas calientes llamadas enanas blancas mientras el material exterior se aleja. Las estrellas más pequeñas que el sol no tienen suficiente masa para quemar con algo más que un resplandor rojo durante su secuencia principal. Estos enanos rojos, que son difíciles de detectar pero que pueden ser las estrellas más comunes, pueden arder durante billones de años. Los astrónomos sospechan que algunos enanos rojos han estado en su secuencia principal desde poco después del Big Bang.