La evolución estelar es el proceso por el cual una estrella se somete a una secuencia de cambios radicales durante su vida útil. En función de la masa de la estrella, esta vida oscila entre unos pocos millones de años para el más masivo de miles de millones de años para los menos masiva, que es considerablemente más largo que la edad del universo. Todas las estrellas nacen de colapso de nubes de gas y polvo, a menudo llamadas nebulosas o las nubes moleculares. En el transcurso de millones de años, estas protoestrellas se establecen en un estado de equilibrio, convirtiéndose en lo que se conoce como una estrella de la secuencia principal.
Potencias de fusión nuclear una estrella durante la mayor parte de su vida. Inicialmente, la energía se genera por la fusión de átomos de hidrógeno en el núcleo de la estrella de la secuencia principal. Más tarde, cuando la preponderancia de los átomos en el núcleo se convierte en helio, las estrellas como el Sol comienzan a fusionar hidrógeno a lo largo de una cáscara esférica que rodea el núcleo. Este proceso hace que la estrella para crecer gradualmente en tamaño, pasando a través de la etapa de subgigante hasta que se alcanza la fase de gigante roja. Las estrellas con al menos la mitad de la masa del Sol, también pueden comenzar a generar energía a través de la fusión del helio en su núcleo, mientras que las estrellas más masivas se pueden fusionar elementos más pesados a lo largo de una serie de capas concéntricas. Una vez que una estrella como el Sol ha agotado su combustible nuclear, su núcleo se colapsa en una densa enana blanca y las capas externas son expulsadas como una nebulosa planetaria. Las estrellas con alrededor de diez o más veces la masa del Sol pueden explotar en una supernova como su inerte colapso núcleos de hierro en una estrella de neutrones muy densas o un agujero negro. Aunque el universo no tiene la edad suficiente para cualquiera de las más pequeñas enanas rojas que han llegado al final de sus vidas, los modelos estelares sugieren que se convertirá poco a poco más brillante y más caliente antes de quedarse sin combustible de hidrógeno y convertirse en enanas blancas de baja masa.
La evolución estelar no se estudia mediante la observación de la vida de una estrella, como la mayoría de los cambios estelares ocurren con demasiada lentitud para ser detectados, incluso a través de muchos siglos. En lugar de ello, los astrofísicos llegan a comprender cómo evolucionan las estrellas mediante la observación de numerosas estrellas en varios puntos de su vida, y mediante la simulación de la estructura estelar utilizando modelos informáticos.
Potencias de fusión nuclear una estrella durante la mayor parte de su vida. Inicialmente, la energía se genera por la fusión de átomos de hidrógeno en el núcleo de la estrella de la secuencia principal. Más tarde, cuando la preponderancia de los átomos en el núcleo se convierte en helio, las estrellas como el Sol comienzan a fusionar hidrógeno a lo largo de una cáscara esférica que rodea el núcleo. Este proceso hace que la estrella para crecer gradualmente en tamaño, pasando a través de la etapa de subgigante hasta que se alcanza la fase de gigante roja. Las estrellas con al menos la mitad de la masa del Sol, también pueden comenzar a generar energía a través de la fusión del helio en su núcleo, mientras que las estrellas más masivas se pueden fusionar elementos más pesados a lo largo de una serie de capas concéntricas. Una vez que una estrella como el Sol ha agotado su combustible nuclear, su núcleo se colapsa en una densa enana blanca y las capas externas son expulsadas como una nebulosa planetaria. Las estrellas con alrededor de diez o más veces la masa del Sol pueden explotar en una supernova como su inerte colapso núcleos de hierro en una estrella de neutrones muy densas o un agujero negro. Aunque el universo no tiene la edad suficiente para cualquiera de las más pequeñas enanas rojas que han llegado al final de sus vidas, los modelos estelares sugieren que se convertirá poco a poco más brillante y más caliente antes de quedarse sin combustible de hidrógeno y convertirse en enanas blancas de baja masa.
La evolución estelar no se estudia mediante la observación de la vida de una estrella, como la mayoría de los cambios estelares ocurren con demasiada lentitud para ser detectados, incluso a través de muchos siglos. En lugar de ello, los astrofísicos llegan a comprender cómo evolucionan las estrellas mediante la observación de numerosas estrellas en varios puntos de su vida, y mediante la simulación de la estructura estelar utilizando modelos informáticos.
