comienza con la inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular causada por regiones de mayor densidad

1. Formación de estrellas
Artículo principal: Formación de estrellas
La formación de una estrella comienza con la inestabilidad gravitacional dentro de una
nube molecular causada por regiones de mayor densidad —muchas veces
desencadenada por la compresión de las nubes por radiación de estrellas masivas, por la
expansión de burbujas en el medio interestelar, por la colisión de diferentes nubes
moleculares o por la colisión de galaxias (como en una galaxia con brote estelar)—.6162
Cuando una región alcanza una densidad suficiente de materia como para satisfacer los
criterios de la inestabilidad de Jeans, comienza a colapsarse bajo su propia fuerza
gravitatoria.63
Concepción artística del nacimiento de una estrella dentro de una densa nube molecular.
A medida que la nube colapsa, los conglomerados individuales de polvo denso y gas
forman un "glóbulo de Bok". Cuando este colapsa y aumenta la densidad, la energía
gravitacional se convierte en calor y aumenta la temperatura. Cuando la nube
protoestelar ha alcanzado aproximadamente la condición estable del equilibrio
hidrostático, se forma una protoestrella en el núcleo.64

2. Generalmente estas estrellas de la secuencia pre-principal están rodeadas por un disco
protoplanetario y alimentadas principalmente por la conversión de energía gravitacional.
Su período de contracción gravitacional dura alrededor de 10 a 15 millones de años.
Un grupo de aproximadamente 500 estrellas jóvenes se encuentra dentro de la próxima
región de formación estelar W40.
Las estrellas tempranas de menos de 2 M☉ se llaman estrellas T Tauri, mientras que
aquellas con mayor masa son las estrellas Herbig Ae/Be. Estas estrellas recién formadas
emiten chorros de gas a lo largo de su eje de rotación, lo que puede reducir el momento
angular de la estrella colapsante y dar lugar a pequeñas manchas de nebulosidad
conocidas como objetos Herbig-Haro.6566Estos chorros, en combinación con la
radiación de estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a alejar la nube circundante de la
cual se formó la estrella.67
Al principio de su desarrollo las estrellas T Tauri siguen la trayectoria de Hayashi: se
contraen y disminuyen en luminosidad mientras permanecen aproximadamente a la
misma temperatura.

3. Se observa que la mayoría de las estrellas forman parte de sistemas estelares binarios y
las propiedades de estos sistemas son el resultado de las condiciones en las que se
formaron.68
Una nube de gas debe perder su momento angular para colapsar y formar una estrella.
La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento
angular. Estas interacciones tienden a dividir más los sistemas binarios separados
(blandos), mientras también causan que los sistemas duros pasen a estar vinculados más
estrechamente. Esto produce la separación de los sistemas binarios en sus dos
distribuciones de poblaciones observadas.
Secuencia principal[editar]
Artículo principal: Secuencia principal
Las estrellas consumen alrededor del 90 % de su existencia fusionando hidrógeno en
helio a altas temperaturas y en reacciones de alta presión cerca del núcleo. Se afirma
que dichas estrellas están en la secuencia principal, y se llaman estrellas enanas. A partir
de la secuencia principal de la edad cero, la proporción de helio en el núcleo de una
estrella aumentará constantemente, así como también la tasa de fusión nuclear en el
núcleo también aumentará lentamente, al igual que la temperatura y luminosidad de la
estrella.69 El Sol, por ejemplo, se estima que ha aumentado en luminosidad en un 40 %
desde que alcanzó la secuencia principal hace 4 600 millones (4.6 × 109) de años atrás.70
Cada estrella genera un viento estelar de partículas que causa un flujo continuo de gas
hacia el espacio. Para la mayoría de las estrellas, la masa perdida es insignificante. El
Sol pierde 10−14 M☉ cada año,71 o alrededor de 0.01% de su masa total durante toda su
vida. Sin embargo las estrellas muy masivas pueden perder 10-7 a 10-5 M☉ cada año,
lo que afecta significativamente a su evolución.72Las estrellas que comienzan con más

4. de 50 M☉ pueden perder más de la mitad de su masa total mientras están en la secuencia
principal.73
Un ejemplo de un diagrama de Hertzsprung-Russell para un conjunto de estrellas que
incluye el Sol (centro). (Ver "Clasificación"abajo.)
El tiempo que una estrella consume en la secuencia principal depende principalmente de
la cantidad de combustible que tiene y de la velocidad a la que lo fusiona. Se espera que
el Sol viva 10 mil millones (1010) años. Las estrellas masivas consumen su combustible
muy rápidamente y son de corta vida. Las estrellas de baja masa consumen su
combustible muy lentamente. Las estrellas de menos de 0,25 M☉, llamadas enanas
rojas, son capaces de fusionar casi toda su masa, mientras que las estrellas de alrededor
de 1 M☉ solo pueden fusionar alrededor del 10 % de su masa. La combinación de su
lento consumo de combustible y su suministro relativamente grande de combustible
utilizable permite que las estrellas de baja masa duren alrededor de un billón (1012)
años; las de más de 0,08 M☉ durarán alrededor de 12 billones de años. Las enanas rojas
se vuelven más calientes y luminosas cuando acumulan helio. Cuando finalmente se
quedan sin hidrógeno, se contraen en una enana blanca y disminuye su temperatura.60
Sin embargo, dado que la vida útil de estas estrellas es mayor que la edad actual del

5. universo (13,8 mil millones de años), no se espera que las estrellas menores de
aproximadamente 0,85 M☉
74 se hayan movido de la secuencia principal.
Además de la masa, los elementos más pesados que el helio pueden desempeñar un
papel significativo en la evolución de las estrellas. Los astrónomos etiquetan todos los
elementos más pesados que los "metales" de helio, y llaman metalicidad a
la concentración química de estos elementos en una estrella. La metalicidad de una
estrella puede influir en el tiempo que tarda la estrella en quemar su combustible y
controla la formación de sus campos magnéticos,75 lo que afecta a la fuerza de su viento
estelar.76 Las estrellas más viejas de la población II tienen sustancialmente menos
metalicidad que las estrellas más jóvenes de la población I debido a la composición de
las nubes moleculares de las que se formaron. Con el tiempo, tales nubes se enriquecen
cada vez más en elementos más pesados a medida que las estrellas más viejas mueren y
desprenden porciones de sus atmósferas.
Secuencia post principal[editar]
Artículo principal: Gigante roja
A medida que las estrellas de al menos 0,4 M☉
4 agotan su suministro de hidrógeno en su
núcleo, comienzan a fusionar hidrógeno en una zona fuera del núcleo de helio. Sus
capas externas se expanden y se refrescan enormemente a medida que forman
una gigante roja. En unos 5000 millones de años, cuando el Sol entre en la fase de
quema de helio, se expandirá hasta un radio máximo de aproximadamente 1 unidad
astronómica (150 millones de kilómetros), 250 veces su tamaño actual y perderá el
30 % de su masa actual.7778
A medida que la combustión de la capa de hidrógeno produce más helio, el núcleo
aumenta en masa y temperatura. En una gigante roja de hasta 2,25 M☉, la masa del

6. núcleo de helio se degenera antes de la fusión de helio. Finalmente, cuando la
temperatura aumenta lo suficiente, comienza de manera explosiva la fusión de helio en
lo que se llama un flash de helio, y la estrella se contrae rápidamente en radio, aumenta
su temperatura superficial y se mueve a la rama horizontal del diagrama HR. Para las
estrellas más masivas, la fusión del núcleo de helio comienza antes de que el núcleo se
degenere, y la estrella pasa algún tiempo en el apelotonamiento rojo, quemando helio
lentamente antes de que la envoltura convectiva externa se colapse y la estrella se
mueva a la rama horizontal.6
Después de que la estrella haya fusionado el helio de su núcleo, se fusiona el producto
de carbono produciendo un núcleo caliente con una envoltura externa de helio de fusión.
Entonces la estrella sigue una trayectoria evolutiva llamada rama asintótica
gigante (AGB) que es paralela a la otra fase gigante roja descrita, pero con una
luminosidad más alta. Las estrellas de AGB más masivas pueden experimentar un breve
período de fusión de carbono antes de que el núcleo se degenere.
Estrellas masivas[editar]
Artículos principales: Supergigante, Hipergigante y Estrella de Wolf-Rayet.
Durante su fase de quema de helio, una estrella de más de nueve masas solares se
expande para formar primero una supergigante azul y luego una roja. Las estrellas
particularmente masivas pueden evolucionar a una estrella de Wolf-Rayet, caracterizada
por espectros dominados por líneas de emisión de elementos más pesados que el
hidrógeno que han alcanzado la superficie debido a la fuerte convección y a la intensa
pérdida de masa.
Cuando el helio se agota en el núcleo de una estrella masiva, el núcleo se contrae y la
temperatura y presión se elevan lo suficiente como para fusionar

7. el carbono (véase proceso de combustión del carbono). Este proceso continúa, con las
etapas sucesivas alimentadas por neón (ver proceso de combustión del
neón), oxígeno (véase proceso de combustión del oxígeno) y silicio (véase proceso de
combustión de silicio). Cerca del final de la vida de la estrella, la fusión continúa a lo
largo de una serie de capas consecutivas dentro de una estrella masiva. Cada capa
fusiona un elemento diferente; la capa más externa fusiona el hidrógeno, la siguiente
fusiona el helio, y así sucesivamente.79
La etapa final se produce cuando una estrella masiva comienza a producir hierro. Dado
que los núcleos de hierro están más estrechamente unidos que cualquier núcleo más
pesado, cualquier fusión más allá del hierro no produce una liberación neta de energía.
Tal proceso continúa en un grado muy limitado, pero consume energía. Del mismo
modo, puesto que los núcleos están más estrechamente unidos que todos los núcleos
más ligeros, dicha energía no puede ser liberada por fisión.80
Colapso[editar]
A medida que el núcleo de una estrella se contrae, aumenta la intensidad de la radiación
de esa superficie, creando una presión de radiación tal en la capa externa del gas que
empujará a esas capas, formando una nebulosa planetaria. Si lo que queda después de
que la atmósfera exterior se haya desprendido sea inferior a 1,4 M☉, se reduce a un
objeto relativamente pequeño. del tamaño de la Tierra, conocido como enana blanca.
Las enanas blancas carecen de masa suficiente como para que se produzca una
compresión gravitacional adicional.81 La materia degenerada de electrones dentro de
una enana blanca ya no es un plasma, a pesar de que las estrellas son generalmente
conocidas como esferoides de plasma. Finalmente las enanas blancas se desvanecen
en enanas negras durante un período de tiempo muy largo.

8. La Nebulosa del Cangrejo, restos de una supernova que fue observada por primera vez
hacia el año 1050 d. C.
En las estrellas más grandes la fusión continúa hasta que el núcleo de hierro haya
crecido tanto (más de 1,4 M☉) que ya no pueda soportar su propia masa. Este núcleo se
colapsará de repente a medida que sus electrones sean impulsados a sus protones,
formando neutrones, neutrinos y rayos gamma en una explosión de captura de
electrones y desintegración beta inversa. La onda de choque formada por este repentino
colapso hace que el resto de la estrella explote en una supernova. Estas se vuelven tan
brillantes que pueden eclipsar brevemente a toda la galaxia natal de la estrella. Cuando
ocurren dentro de la Vía Láctea, las supernovas han sido históricamente descritas por
observadores a simple vista como "nuevas estrellas" donde aparentemente antes no
existía ninguna .82
Una explosión de supernova expulsa las capas exteriores de la estrella dejando
un remanente tal como la Nebulosa del Cangrejo.82 El núcleo se comprime en
una estrella de neutrones que a veces se manifiesta como púlsar o erupción de rayos X.
En el caso de las estrellas más grandes el remanente es un agujero negro mayor de
4 M☉.83 En una estrella de neutrones la materia está en un estado conocido como
materia degenerada de neutrones, con una forma más exótica de materia degenerada,

9. la materia QCD, presente posiblemente en el núcleo. Dentro de un agujero negro la
materia se encuentra en un estado que no es posible entender actualmente.
En las capas externas desprendidas de estrellas moribundas se incluyen elementos
pesados que pueden ser reciclados durante la formación de nuevas estrellas. Estos
elementos pesados permiten la formación de planetas rocosos. El flujo de salida de las
supernovas y el viento estelar de las grandes estrellas desempeñan un papel importante
en la formación del medio interestelar.82
Estrellas binarias[editar]
La evolución posterior a la secuencia principal de las estrellas binarias puede ser
significativamente diferente de la evolución de las estrellas individuales de la misma
masa. Si las estrellas en un sistema binario son suficientemente cercanas, cuando una de
las estrellas se expande para convertirse en una gigante roja puede desbordar su lóbulo
de Roche, la región alrededor de una estrella donde el material está gravitacionalmente
ligado a esa estrella, lo que lleva a la transferencia de material de una a otra. Cuando se
traspasa el lóbulo de Roche puede producirse una variedad de fenómenos como
estrellas binarias de contacto, binarias de envoltura común, variables
cataclísmicas y supernovas del tipo Ia.
Agrupación y distribución estelar[editar]
Artículo principal: Sistema estelar

10. Una estrella enana blanca en órbita alrededor de Sirio (impresión artística).
Las estrellas no se distribuyen uniformemente a través del universo sino que se agrupan
normalmente en galaxias junto con el gas y el polvo interestelar. Una galaxia típica
contiene cientos de miles de millones de estrellas, y hay más de 100 mil millones (1011)
de galaxias en el universo observable.84 En 2010, una estimación del número de
estrellas en el universo observable fue de casi un tercio de cuatrillón (3 × 1023).85
Aunque a menudo se cree que las estrellas solo existen dentro de las galaxias, se han
descubierto estrellas intergalácticas.86
Un sistema multiestelar consiste en dos o más estrellas ligadas gravitacionalmente que
orbitan entre sí. El sistema multiestelar más simple y más común es una estrella binaria,
pero también se encuentran sistemas de tres o más estrellas. Por razones de estabilidad
orbital, tales sistemas de múltiples estrellas se organizan muchas veces en conjuntos
jerárquicos de estrellas binarias.87 También existen grupos más grandes, llamados
cúmulos estelares, que van desde asociaciones estelares sueltas con solo unas cuantas
estrellas hasta enormes cúmulos globulares con cientos de miles de estrellas. Tales
sistemas orbitan su galaxia de acogida.
Desde hace mucho tiempo se ha asumido que la mayoría de las estrellas se encuentran
en los sistemas de múltiples estrellas ligadas gravitacionalmente. Esto es
particularmente cierto para estrellas de clase O y B muy masivas, donde se cree que el
80 % de las estrellas son parte de sistemas de múltiples estrellas. La proporción de
sistemas de una sola estrella aumenta con la disminución de la masa estelar, de modo
que se sabe que solo el 25 % de las enanas rojas tienen compañeras estelares. Debido a
que el 85 % de todas las estrellas son enanas rojas, la mayoría de las estrellas en la Vía
Láctea son posiblemente únicas desde su nacimiento.88

11. La estrella más cercana a la Tierra, aparte del Sol, es Próxima Centauri, que está a 39,9
billones de kilómetros, o 4,2 años luz. Viajando a la velocidad orbital del transbordador
espacial (8 kilómetros por segundo, casi 30 000 kilómetros por hora), se tardaría unos
150 000 años en llegar.89 Esto es típico de separaciones estelares en discos galácticos.90
Las estrellas pueden estar mucho más cercanas entre sí en los centros de las galaxias y
en los cúmulos globulares, o mucho más lejos en los halos galácticos.
Debido a las distancias relativamente grandes entre las estrellas fuera del núcleo
galáctico, se cree que las colisiones entre estrellas son raras. En regiones más densas
como el núcleo de los cúmulos globulares o el centro galáctico, las colisiones pueden
ser más comunes.91 Tales colisiones pueden producir lo que se conoce como rezagadas
azules. Estas estrellas anómalas tienen una temperatura superficial más alta que las otras
estrellas de la secuencia principal con la misma luminosidad del cúmulo al que
pertenecen.92