Una estrella es esférica porque la energía del campo Gravitacional de la estrella proporciona una fuerza de compresión a la estrella, mientras que la energía de la fusión nuclear quiere volar la estrella. El cuidadoso equilibrio de estas fuerzas proporciona una superficie esférica, algo así como en un globo, la presión del aire en el interior equilibra la presión externa para mantenerlo en su forma.
Ahora, cuando todo el hidrógeno en el núcleo de la estrella se quema en helio, la gravedad gana momentáneamente este tira y afloja y comprime la estrella. Esta compresión calienta el núcleo que luego comienza a quemar helio, convirtiendo la estrella en un gigante rojo. Sin embargo, quemar helio produce menos energía que quemar hidrógeno.
Como todo el helio se quema en otros elementos, la gravedad vuelve a ganar. En este caso, la energía producida por la fusión de estos elementos es insuficiente para equilibrar la fuerza de la gravedad. A medida que la gravedad compacta los átomos, eventualmente alcanzan una barrera poderosa llamada Principio de Exclusión de Pauli. A medida que los átomos se apiñan, intenta comprimir los electrones.
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El Principio de Exclusión de Pauli establece que cualquier fermión como un electrón no puede tener los mismos números cuánticos en el mismo nivel de energía. Esto limita el número de electrones en un estado de energía dado. Esta presión contra demasiados electrones que caen en el mismo estado de energía equilibra inicialmente la fuerza de gravedad y puede estabilizar estrellas pequeñas como nuestro sol en enanas blancas, estrellas pequeñas de unos pocos miles de kilómetros de diámetro y densidades de decenas de miles de toneladas por pulgada cuadrada .
Sin embargo, para estrellas mayores de aproximadamente 1,4 veces la masa del sol, un límite llamado límite de Chandrasekhar, incluso la barrera de Pauli es insuficiente para detener la compresión debido a la gravedad. La gravedad es tan poderosa en este punto que convierte los electrones en protones de los núcleos, lo que provoca una reacción nuclear que los transforma en neutrones. El principio de Pauli vuelve a entrar en juego y equilibra la fuerza de la gravedad.
Esto forma una estrella de neutrones, una estrella de unos pocos kilómetros de diámetro, hecha casi en su totalidad de neutrones, con densidades de millones de toneladas por pulgada cuadrada.
En el caso de las estrellas de 4 a 5 veces más masivas que nuestro sol, la fuerza de la gravedad es tan increíble que incluso las fuerzas ejercidas por los neutrones compactados son insuficientes para detener el colapso. Una vez que esta etapa se vuelve insuficiente, absolutamente nada puede evitar que ocurra un mayor colapso. Esto es cuando una estrella forma un agujero negro.
