Evolución estelar.

La evolución estelar comprende, a grandes rasgos, el proceso vital de las estrellas. Las estrellas también nacen, se desarrollan y mueren, pasando por diferentes fases más o menos espectaculares, las cuales determinan cómo se comportará una estrella en el futuro, y qué es lo que le puede pasar en las etapas finales de su vida. El proceso de evolución estelar abarca miles de millones de años, pero los astrónomos han podido observar estrellas en distintos periodos, y por tanto formarse un esquema general de su evolución. A continuación se sintetizan sus principales etapas.Formación de la estrellaLas estrellas se forman a partir de nubes de gas interestelar. Existen mecanismos exteriores a la nube que la comprimen y aumentan su densidad, pudiendo contraerse entonces por efecto de la gravedad aunque su masa sea menor; por otra parte, al contraerse, la nube se fragmenta en trozos más pequeños que pueden originar embriones estelares. Como sucede en cualquier gas, aparece una presión que tiende a frenar la caída de materia hacia el centro, a detener la contracción. Llega un momento en que la presión contrarresta casi exactamente la atracción gravitatoria: en la zona en la que esto sucede cesa prácticamente la contracción (en realidad sigue, pero lo hace muy lentamente). Se empieza a formar un núcleo caliente en torno al cual giraba la parte exterior de la nebulosidad, hasta que existe la temperatura suficiente para generar reacciones termonucleares, como la fusión nuclear; una vez que ocurre esto, se empieza a generar energía; la estrella empieza a brillar.Una vez que la estrella empieza a conformarse como tal, debe respetar dos equilibrios fundamentales durante toda su vida. El Equilibrio Térmico, es decir que toda la energía producida en su interior debe estar balanceada con la energía que es radiada al exterior, y además con su temperatura interna. El segundo es el Equilibrio Hidrostático; la presión a cualquier profundidad de la estrella debe ser suficiente para compensar el peso de las capas superiores. Ambos equilibrios se mantienen a lo largo de millones de años, tiempo durante el cual la estrella tendrá una vida estable. La masa de la nube de gas va a determinar la masa de la estrella, y junto con ello, va a determinar como serán los siguientes pasos de su evolución.
Vida activa de la estrellaUna vez que la estrella ya está consolidada como tal, comienza un periodo de vida activa sin mayores interrupciones. Junto con la etapa pasada de formación, también pudieron haberse formado planetas a su alrededor, producto de los restos de polvo y gas circundantes. Mientras la estrella se mantiene estable, se encontrará dentro de algo que se conoce como la Secuencia principal, un estado en que se hallan la mayoría de las estrellas. En este estado la estrella funciona quemando hidrógeno mediante fusión nuclear, principalmente; las estrellas pasan aproximadamente el 90% de su vida en la secuencia principal.Existen distintos tipos de estrellas en la secuencia principal, dentro de su vida activa. Hay algunas muy grandes y masivas, como las gigantes azules, así como muy pequeñas y de poca masa, como las enanas rojas; nuestro Sol se encuentra en la secuencia principal catalogada como una enana amarilla. Precisamente, según la masa y características de la estrella, se determina el modo en que ésta va a quemar su hidrógeno; la combustión del hidrógeno se lleva a cabo mediante una cadena de reacciones, donde destacan las cadenas PP (protón-protón) y el Ciclo CNO (intervención de carbono, nitrógeno y oxígeno). Asimismo, según la masa y características de la estrella, se determina el tiempo que ésta estará en la secuencia principal, para luego pasar a sus etapas finales.
 Etapas finales de la estrellaLas estrellas llegan las etapas finales de su vida cuando empieza a agotarse su combustible principal, el hidrógeno. Como el hidrógeno se consume para transformarse en helio durante las reacciones de fusión nuclear, el helio comienza a acumularse en el centro de la estrella; llegado un momento, el helio comienza a interrumpir las reacciones de fusión, disminuyendo su presión y obligándola a comprimirse y calentarse mucho más. Así comienza una serie de nuevas reacciones de combustión de nuevos combustibles, que provocan una expansión de la envoltura de la estrella, cuyas capas externas se van enfriando paulatinamente. Este nuevo equilibrio previo a su desenlace final, ha transformado la estrella en una Gigante roja, la cual se encuentra fuera de la secuencia principal; tal como ha ocurrido anteriormente, la masa inicial de la estrella determinará su futuro luego de este punto.Aquí comienza el principio del fin de la estrella, que puede expresarse de distintas maneras. Por una parte puede transformarse en una enana blanca, sostenida por un proceso llamado repulsión entre electrones y dejando a su alrededor una capa gaseosa llamada nebulosa planetaria, que corresponde a la expulsión de sus capas exteriores como gigante roja; por otra parte, pueden evolucionar a otra fase llamada supergigante roja, iniciando nuevas reacciones de combustión, dando paso a fenómenos más extravagantes como una supernova o un agujero negro, en donde también puede quedar un remanente estelar conocido como enana de neutrones, donde sus miembros más característicos son los pulsares. De este modo, como se puede ver, existe una gran variedad de destinos que puede tener una estrella hacia el final de su vida. Una estrella de neutrones nace en las últimas etapas de una estrella masiva como consecuencia de una explosión de supernova. La implosión se da después de que se lleva a cabo la fotodesintegración del hierro en el núcleo de la estrella, y los electrones se unen a los protones formando neutrones y neutrinos.Las estrellas de neutrones contienen un empuje gravitatorio extremadamente fuerte, mucho mayor que el de la tierra.  Esta fuerza gravitatoria es impresionante dado el pequeño tamaño de la estrella.