Desde el colapso de una nube molecular hasta la enana blanca, la estrella de neutrones o el agujero negro — cada estrella recorre una biografía determinada casi por completo por un único número: su masa.
Una estrella es una esfera de plasma autogravitante en cuyo centro las temperaturas y presiones nucleares son lo bastante altas para encender la fusión de hidrógeno y mantenerla durante la mayor parte de su vida. Dos fuerzas la mantienen en un delicado equilibrio — el equilibrio hidrostático: la gravedad empuja cada capa hacia dentro, mientras que la presión térmica y la presión de radiación del núcleo en fusión empujan hacia fuera. Mientras ambas se compensen con exactitud, una estrella permanece estable durante millones o miles de millones de años. Cuando el equilibrio se rompe — porque el combustible del núcleo se agota —, la estrella comienza a reestructurarse y su verdadera historia evolutiva sigue su curso.
Las estrellas se forman a partir del colapso de regiones frías y densas dentro de nubes moleculares gigantes, cuando su propia gravedad supera la presión interna del gas (inestabilidad de Jeans) — desencadenado normalmente por ondas de choque de supernovas cercanas u ondas de densidad en los brazos espirales. Que el fragmento en colapso llegue a convertirse realmente en una estrella lo decide únicamente la masa: por debajo de unas 0,08 masas solares, la temperatura del núcleo nunca basta para fusionar hidrógeno — el resultado es una enana marrón, una "estrella fallida". Por encima de unas 150–200 masas solares, la presión de radiación hacia fuera se vuelve tan grande que desprende continuamente las capas exteriores (límite de Eddington) — un límite superior estricto para las masas estelares.
Si se representa la luminosidad de una estrella frente a su temperatura superficial, no surge una nube de puntos aleatoria, sino una estructura ordenada — el diagrama de Hertzsprung-Russell (DHR), desarrollado de forma independiente hacia 1910 por Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell. El eje x va tradicionalmente "al revés": estrellas calientes y azules a la izquierda, estrellas frías y rojas a la derecha — una reliquia histórica de la clasificación espectral. Alrededor del 90 % de todas las estrellas se sitúan en una estrecha banda diagonal, la secuencia principal: cuanto más caliente (y por tanto más masiva) es una estrella, más arriba a la izquierda se sitúa y más luminosa es. Al margen de esta banda se agrupan otras dos poblaciones: gigantes y supergigantes arriba a la derecha — estrellas hinchadas pero comparativamente frías al final de su existencia en la secuencia principal — y enanas blancas abajo a la izquierda, calientes pero de poco brillo debido a su reducido tamaño.
Cada clase espectral (O, B, A, F, G, K, M — de caliente a fría) se subdivide además en diez subclases (0–9) y, de forma ortogonal, en clases de luminosidad (en números romanos, de I a VII): I para supergigantes, III para gigantes, V para estrellas de la secuencia principal, VII para enanas blancas. El Sol lleva así la clasificación completa G2V — una estrella de la secuencia principal de la subclase 2 de la clase G. Estas dos coordenadas, temperatura y clase de luminosidad, bastan para ubicar con precisión prácticamente cualquier estrella conocida en el diagrama y leer su masa, tamaño y fase evolutiva aproximados.
Desde la tenue enana roja hasta la estrella de neutrones, la variedad de objetos estelares abarca muchos órdenes de magnitud en masa, temperatura y densidad. Los seis tipos siguientes cubren las estaciones más importantes — tanto en la secuencia principal como en los estadios finales de la evolución estelar.
Alrededor del 75 % de todas las estrellas de la Vía Láctea son enanas rojas — tan poco luminosas que ninguna es visible a simple vista. Las menos masivas de ellas (por debajo de unas 0,35 masas solares) son totalmente convectivas, mezclan por completo su reserva de hidrógeno y la fusionan de forma extremadamente parsimoniosa. Las vidas útiles teóricas superan con creces la edad actual del universo — hasta ahora, ninguna enana roja ha muerto como gigante roja.
Solo alrededor del 7 % de todas las estrellas pertenecen a la clase G. Su masa moderada permite una fusión de hidrógeno estable, casi constante durante miles de millones de años, mediante la cadena pp — tiempo suficiente para que en al menos uno de los planetas en órbita pudiera desarrollarse química compleja y vida.
Extremadamente masivas, extremadamente calientes y hasta un millón de veces más luminosas que el Sol. Su intensa radiación UV ioniza la nube molecular circundante y forma brillantes regiones H II. Debido a sus enormes tasas de fusión, son las estrellas de vida más corta — y prácticamente siempre terminan como supernova.
Una vez agotado el hidrógeno del núcleo, este se contrae mientras la envoltura exterior se expande hasta 100 o 200 veces el radio original y se enfría en el proceso. La combustión de hidrógeno continúa ahora en una capa alrededor del núcleo de helio, hasta que allí — con masa nuclear suficiente — se enciende el proceso triple alfa y el helio se fusiona en carbono.
El núcleo agotado de carbono y oxígeno de una gigante roja, expuesto tras la expulsión de la envoltura como nebulosa planetaria. Ya no hay fusión — la estrella se sostiene exclusivamente por la presión de degeneración de los electrones (un efecto cuántico) frente a un mayor colapso gravitacional. Por encima de 1,44 masas solares (límite de Chandrasekhar), este mecanismo falla.
Se forma cuando el núcleo de hierro de una estrella masiva (originalmente 8–20 M☉) colapsa en una supernova de colapso del núcleo, fusionando protones y electrones en neutrones. La presión de degeneración de neutrones detiene el colapso — queda un objeto con la masa del Sol comprimido al tamaño de una ciudad. Muchas rotan extremadamente rápido y emiten radiación de radio concentrada en haces: los púlsares.
Sirius B, la compañera enana blanca de la estrella más brillante de nuestro cielo nocturno, comprime casi toda la masa del Sol en un volumen apenas mayor que el de la Tierra. Un centímetro cúbico de su materia pesaría más de una tonelada en la Tierra. Fue precisamente la "inexplicable" perturbación orbital de Sirius A la que, en 1844, llevó a Friedrich Bessel a deducir la existencia de esta compañera invisible y extremadamente densa — décadas antes de que fuera detectada ópticamente.
La densidad en el interior de una estrella de neutrones equivale aproximadamente a la de un núcleo atómico — unos 4×10¹⁷ kg/m³. Una sola cucharadita de esta materia pesaría en la Tierra aproximadamente tanto como el monte Everest completo, tomado varias veces. Esto convierte a las estrellas de neutrones en los objetos conocidos más densos del universo que no han colapsado ya en agujeros negros.
En la secuencia principal, todas las estrellas fusionan hidrógeno en helio — pero por dos vías distintas, según la masa y la temperatura del núcleo. En estrellas similares al Sol y menos masivas (temperatura del núcleo por debajo de ~17 millones de K) domina la cadena protón-protón (cadena pp): los núcleos de hidrógeno se fusionan en varios pasos directamente en helio. En estrellas por encima de aproximadamente 1,3 masas solares, el papel principal lo asume en cambio el ciclo CNO — aquí el carbono, el nitrógeno y el oxígeno actúan como catalizadores, capturando protones y liberándolos de nuevo a través de varios pasos intermedios; al final queda, en términos netos, de nuevo un núcleo de helio. El ciclo CNO reacciona de forma extremadamente sensible a la temperatura (tasa ∝ T¹⁷) y por eso solo domina a las altas temperaturas nucleares de las estrellas masivas.
¿Por qué las estrellas masivas viven mucho menos tiempo a pesar de disponer de una reserva de combustible mucho mayor? La respuesta está en la relación masa-luminosidad: la luminosidad de una estrella de la secuencia principal crece aproximadamente con la potencia 3,5 de su masa (L ∝ M³·⁵). Una estrella 20 veces más masiva tiene, por tanto, solo 20 veces más combustible, pero lo consume a una tasa unas 20³·⁵ ≈ 500.000 veces mayor — la vida útil desciende así aproximadamente con M⁻²·⁵. Precisamente esta relación genera la enorme diferencia en las vidas útiles estelares entre enanas rojas y gigantes azules.
Vida útil aproximada en la secuencia principal en función de la masa estelar (la longitud de la barra ∝ log de la vida útil). A modo de comparación: el universo tiene unos 13,8 mil millones de años — una estrella de 0,5 masas solares aún no ha recorrido ni siquiera el 10 % de su vida.
El camino vital de una estrella transcurre de forma similar para todas las masas hasta la fase de gigante roja — a partir de ahí, la masa inicial decide definitivamente su destino.
La supergigante roja Betelgeuse, en Orión, ya ha terminado la combustión de hidrógeno en su núcleo y está cerca del final de su vida — "cerca" significa aquí: en algún momento de los próximos 100.000 años, posible en cualquier instante. Si explota como supernova, se vería desde la Tierra más brillante que la Luna llena durante semanas y sería visible incluso en pleno día. Como Betelgeuse está a unos 550 años luz de distancia, la explosión podría haber ocurrido ya — solo que su luz aún no habría llegado hasta nosotros.
Las estrellas rara vez se forman solas — y algunos estadios finales y sistemas muestran propiedades que van mucho más allá de lo que puede ofrecer una estrella aislada.
Los púlsares de milisegundos rotan varios cientos de veces por segundo y lo hacen con una regularidad que se aproxima a la de los relojes atómicos — las desviaciones son de fracciones de microsegundo a lo largo de años. Los radioastrónomos utilizan redes de estos "relojes cósmicos" (pulsar timing arrays) para buscar diminutas distorsiones conjuntas en el momento de llegada de sus señales — un método de detección de ondas gravitacionales de muy baja frecuencia, generadas por agujeros negros supermasivos que se desplazan por el cosmos.