Las estrellas comienzan sus vidas como nubes de polvo y gas llamadas nebulosas. La gravedad de una estrella que pasa o la onda de choque de una supernova cercana puede hacer que la nebulosa se contraiga. La materia en la nube de gas comenzará a unirse en una región densa llamada protostar. A medida que la protostar continúa condensándose, se calienta. Finalmente, alcanza una masa crítica y comienza la fusión nuclear. Esto comienza la fase de secuencia principal de la estrella. Pasará la mayor parte de su vida en esta fase estable. La vida útil de una estrella depende de su tamaño. Las estrellas masivas y muy grandes queman su combustible mucho más rápido que las estrellas más pequeñas. Su secuencia principal puede durar solo unos pocos cientos de miles de años. Las estrellas más pequeñas vivirán durante miles de millones de años porque queman su combustible mucho más lentamente. Finalmente, el combustible de la estrella comenzará a agotarse. Se expandirá a lo que se conoce como un gigante rojo. Las estrellas masivas se convertirán en supergigantes rojas. Esta fase durará hasta que la estrella agote el combustible restante. En este punto, la presión de la reacción nuclear no es lo suficientemente fuerte como para igualar la fuerza de la gravedad y la estrella colapsará. La mayoría de las estrellas promedio volarán sus atmósferas externas para formar una nebulosa planetaria. Sus núcleos permanecerán atrás y arderán como una enana blanca hasta que se enfríen. Lo que quedará es una bola oscura de materia conocida como enana negra. Si la estrella es lo suficientemente masiva, el colapso desencadenará una explosión violenta conocida como supernova. Si la masa restante de la estrella es aproximadamente 1,4 veces mayor que la de nuestro Sol, el núcleo no puede sostenerse y colapsará aún más para convertirse en una estrella de neutrones. La materia dentro de la estrella se comprimirá con tanta fuerza que sus átomos se compactarán en una densa capa de neutrones. Si la masa restante de la estrella es más de tres veces mayor que la del Sol, colapsará tan completamente que literalmente desaparecerá del universo. Lo que queda es una región de gravedad intensa llamada agujero negro.
Estrellas de secuencia principal: la secuencia principal es el punto en la evolución de una estrella durante el cual mantiene una reacción nuclear estable. Es esta etapa durante la cual una estrella pasará la mayor parte de su vida. Nuestro Sol es una estrella de secuencia principal. Una estrella de secuencia principal experimentará solo pequeñas fluctuaciones en la luminosidad y la temperatura. La cantidad de tiempo que una estrella pasa en esta fase depende de su masa. Las estrellas grandes y masivas tendrán una etapa corta de la secuencia principal, mientras que las estrellas menos masivas permanecerán en la secuencia principal durante mucho más tiempo. Las estrellas muy masivas agotarán su combustible en solo unos pocos cientos de millones de años. Las estrellas más pequeñas, como el Sol, arderán durante varios miles de millones de años durante su etapa de secuencia principal. Las estrellas muy masivas se convertirán en gigantes azules durante su secuencia principal.
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Gigantes rojos : un gigante rojo es una gran estrella de color rojizo o naranja. Representa la fase tardía del desarrollo en la vida de una estrella, cuando su suministro de hidrógeno se ha agotado y el helio se está fusionando. Esto hace que la estrella se colapse, elevando la temperatura en el núcleo. La superficie exterior de la estrella se expande y enfría, dándole un color rojizo. Los gigantes rojos son muy grandes, alcanzando tamaños de más de 100 veces el tamaño original de la estrella. Las estrellas muy grandes formarán lo que se llaman supergigantes rojas. Betelgeuse en Orión es un ejemplo de una estrella supergigante roja.
Enanas blancas : una enana blanca es el remanente de una estrella de tamaño promedio que ha pasado por la etapa gigante roja de su vida. Después de que la estrella haya agotado el combustible restante. En este punto, la estrella puede expulsar parte de su materia al espacio, creando una nebulosa planetaria. Lo que queda es el núcleo muerto de la estrella. La fusión nuclear ya no tiene lugar. El núcleo brilla debido a su calor residual. Finalmente, el núcleo irradiará todo su calor al espacio y se enfriará para convertirse en lo que se conoce como una enana negra. Las estrellas enanas blancas son muy densas. Su tamaño es casi el mismo que el de la Tierra, pero contienen tanta masa como el Sol. Son extremadamente calientes, alcanzando temperaturas de más de 100,000 grados.
Enanas marrones : una enana marrón también podría llamarse una estrella fallida. Durante el proceso de formación estelar, algunos protostars nunca alcanzan la masa crítica requerida para encender los fuegos de la fusión nuclear. Si la masa de la protostar es solo aproximadamente 1/10 de la del Sol, brillará solo brevemente hasta que su energía se extinga. Lo que queda es una enana marrón. Es una bola gigante de gas que es demasiado masiva para ser un planeta pero no lo suficientemente masiva como para ser una estrella. Son más pequeños que el Sol pero varias veces más grandes que el planeta Júpiter. Las enanas marrones no emiten luz ni calor. Podrían explicar parte de la materia oscura que se sospecha que existe en el universo.
Estrellas variables : una estrella variable es una estrella que cambia de brillo. Estas fluctuaciones pueden variar de segundos a años dependiendo del tipo de estrella variable. Las estrellas generalmente cambian su brillo cuando son jóvenes y cuando son viejas y están muriendo. Se clasifican como intrínsecos o extrínsecos. Las variables intrínsecas cambian su brillo debido a las condiciones dentro de las propias estrellas. Las variables extrínsecas cambian el brillo debido a algún factor externo, como una estrella compañera en órbita. Estos también se conocen como binarios eclipsantes.
Estrellas binarias : muchas estrellas en el universo son parte de un sistema estelar múltiple. Una estrella binaria es un sistema de dos estrellas que están unidas gravitacionalmente entre sí. Orbitan alrededor de un punto común, llamado centro de masa. Se estima que aproximadamente la mitad de todas las estrellas en nuestra galaxia son parte de un sistema binario. Los binarios visuales se pueden ver como dos estrellas separadas a través de un telescopio. Los binarios espectroscópicos aparecen como una estrella y solo se pueden detectar al estudiar los cambios Doppler en el espectro de la estrella. Los binarios eclipsantes son sistemas binarios donde una estrella bloquea la luz de otra mientras orbita a su compañera
