Los astrónomos estiman que el universo podría contener hasta un septillón de estrellas, es decir, un uno seguido de 24 ceros. Solo nuestra Vía Láctea contiene más de 100 mil millones, incluyendo nuestra estrella mejor estudiada, el Sol
Las estrellas son bolas gigantes de gas caliente, principalmente hidrógeno, con algo de helio y pequeñas cantidades de otros elementos. Cada estrella tiene su propio ciclo de vida, que va desde unos pocos millones hasta billones de años, y sus propiedades cambian con el paso del tiempo.
Nacimiento
Las estrellas se forman en grandes nubes de gas y polvo llamadas nubes moleculares. Estas nubes moleculares tienen una masa que varía entre 1000 y 10 millones de veces mayor que la del Sol y pueden extenderse hasta cientos de años luz. Estas nubes son frías, lo que provoca que el gas se aglomere, creando bolsas de alta densidad. Algunas de estas agrupaciones pueden colisionar entre sí o acumular más materia, lo que refuerza su fuerza gravitacional a medida que aumenta su masa. Finalmente, la gravedad hace que algunas de estas agrupaciones colapsen. Cuando esto sucede, la fricción calienta el material, lo que finalmente conduce al desarrollo de una protoestrella (una estrella bebé). Los grupos de estrellas que se han formado recientemente a partir de nubes moleculares se denominan cúmulos estelares, y las nubes moleculares llenas de cúmulos estelares se denominan viveros estelares.
Vida
Al principio, la mayor parte de la energía de la protoestrella proviene del calor liberado por su colapso inicial. Tras millones de años, las inmensas presiones y temperaturas en el núcleo estelar comprimen los núcleos de átomos de hidrógeno para formar helio, un proceso llamado fusión nuclear. La fusión nuclear libera energía que calienta la estrella e impide que siga colapsando bajo la fuerza de la gravedad.
Los astrónomos llaman estrellas de secuencia principal a las estrellas que experimentan de forma estable la fusión nuclear de hidrógeno en helio . Esta es la fase más larga en la vida de una estrella. La luminosidad, el tamaño y la temperatura de la estrella cambiarán lentamente a lo largo de millones o miles de millones de años durante esta fase. Nuestro Sol se encuentra aproximadamente a la mitad de su etapa de secuencia principal
El gas de una estrella proporciona su combustible, y su masa determina la velocidad con la que se agota. Las estrellas de menor masa tienen una combustión más prolongada, más tenues y más fría que las estrellas muy masivas. Las estrellas más masivas deben quemar combustible a mayor velocidad para generar la energía que les impide colapsar por su propio peso. Algunas estrellas de baja masa brillarán durante billones de años (más tiempo del que existe actualmente el universo), mientras que otras estrellas masivas vivirán solo unos pocos millones de años.
Muerte
Al principio del final de la vida de una estrella, su núcleo se queda sin hidrógeno para convertirlo en helio. La energía producida por la fusión crea presión dentro de la estrella que equilibra la tendencia de la gravedad a atraer la materia, por lo que el núcleo comienza a colapsar. Pero comprimir el núcleo también aumenta su temperatura y presión, lo que hace que la estrella se hinche lentamente. Sin embargo, los detalles de las últimas etapas de la muerte de la estrella dependen en gran medida de su masa
La atmósfera de una estrella de baja masa seguirá expandiéndose hasta convertirse en una estrella subgigante o gigante, mientras que la fusión convierte el helio en carbono en el núcleo. (Este será el destino de nuestro Sol dentro de varios miles de millones de años). Algunas estrellas gigantes se vuelven inestables y pulsan, inflándose y expulsando periódicamente parte de su atmósfera. Finalmente, todas las capas externas de la estrella se dispersan, creando una nube de polvo y gas en expansión llamada nebulosa planetaria.
Todo lo que queda de la estrella es su núcleo, ahora llamado enana blanca, una ceniza estelar de tamaño aproximado a la Tierra que se enfría gradualmente a lo largo de miles de millones de años
Una estrella de gran masa llega más lejos. La fusión convierte el carbono en elementos más pesados como oxígeno, neón y magnesio, que se convertirán en el futuro combustible para el núcleo. En las estrellas más grandes, esta cadena continúa hasta que el silicio se fusiona en hierro. Estos procesos producen energía que evita que el núcleo colapse, pero cada nuevo combustible le ahorra cada vez más tiempo. El proceso completo dura solo unos pocos millones de años. Para cuando el silicio se fusiona en hierro, la estrella agota su combustible en cuestión de días. El siguiente paso sería fusionar el hierro en algún elemento más pesado, pero hacerlo requiere energía en lugar de liberarla.
El núcleo de hierro de la estrella colapsa hasta que las fuerzas entre los núcleos presionan los frenos, y luego rebota. Este cambio crea una onda de choque que se propaga a través de la estrella. El resultado es una enorme explosión llamada supernova. El núcleo sobrevive como un remanente increíblemente denso, ya sea una estrella de neutrones o un agujero negro .
El material arrojado al cosmos por las supernovas y otros eventos estelares enriquecerá las futuras nubes moleculares y se incorporará a la próxima generación de estrellas.