Do colapso de uma nuvem molecular até a anã branca, a estrela de nêutrons ou o buraco negro — cada estrela percorre uma biografia determinada quase inteiramente por um único número: sua massa.
Uma estrela é uma esfera de plasma autogravitante, em cujo centro as temperaturas e pressões nucleares são altas o suficiente para desencadear a fusão do hidrogênio e mantê-la ao longo da maior parte de sua vida. Duas forças a mantêm nesse equilíbrio delicado — o equilíbrio hidrostático: a gravidade empurra cada camada para dentro, enquanto a pressão térmica e a pressão de radiação vindas do núcleo em fusão empurram para fora. Enquanto ambas se equilibram exatamente, uma estrela permanece estável por milhões a bilhões de anos. Quando o equilíbrio se rompe — porque o combustível no núcleo se esgota —, a estrela começa a se reestruturar, e sua verdadeira história evolutiva segue seu curso.
Estrelas se formam a partir do colapso de regiões frias e densas dentro de nuvens moleculares gigantes, quando a autogravidade dessas regiões supera a pressão interna do gás (instabilidade de Jeans) — geralmente desencadeado por ondas de choque de supernovas próximas ou ondas de densidade em braços espirais. Se o aglomerado em colapso realmente se torna uma estrela é decidido exclusivamente pela massa: abaixo de cerca de 0,08 massas solares, a temperatura do núcleo nunca é suficiente para fundir hidrogênio — o resultado é uma anã marrom, uma "estrela fracassada". Acima de cerca de 150–200 massas solares, a pressão de radiação que atua para fora se torna tão grande que expele continuamente as camadas externas (limite de Eddington) — um limite superior rígido para as massas estelares.
Ao plotar a luminosidade de uma estrela em função de sua temperatura superficial, não surge uma nuvem aleatória de pontos, mas sim uma estrutura ordenada — o Diagrama de Hertzsprung-Russell (DHR), desenvolvido de forma independente por volta de 1910 por Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell. O eixo x é tradicionalmente "invertido": estrelas quentes e azuis à esquerda, estrelas frias e vermelhas à direita — um vestígio histórico da classificação espectral. Cerca de 90% de todas as estrelas se situam numa faixa diagonal estreita, a sequência principal: quanto mais quente (e, portanto, mais massiva) uma estrela, mais acima e à esquerda ela se posiciona, e mais luminosa é. Fora dessa faixa, agrupam-se duas outras populações: gigantes e supergigantes no canto superior direito — estrelas infladas, mas comparativamente frias, no fim de sua existência na sequência principal — e anãs brancas no canto inferior esquerdo, quentes, mas pouco luminosas devido ao seu tamanho reduzido.
Cada classe espectral (O, B, A, F, G, K, M — de quente a fria) é ainda subdividida em dez subclasses (0–9) e, ortogonalmente a isso, em classes de luminosidade (algarismos romanos de I a VII): I para supergigantes, III para gigantes, V para estrelas da sequência principal, VII para anãs brancas. O Sol carrega, assim, a classificação completa G2V — uma estrela da sequência principal, subclasse 2 da classe G. Essas duas coordenadas, temperatura e classe de luminosidade, bastam para posicionar com exatidão praticamente qualquer estrela conhecida no diagrama e ler sua massa, tamanho e fase evolutiva aproximados.
Da anã vermelha, pouco luminosa, até a estrela de nêutrons, a variedade de objetos estelares abrange muitas ordens de grandeza em massa, temperatura e densidade. Os seis tipos a seguir cobrem as principais etapas — tanto na sequência principal quanto como estágios finais da evolução estelar.
Cerca de 75% de todas as estrelas da Via Láctea são anãs vermelhas — pouco luminosas o suficiente para que nenhuma delas seja visível a olho nu. As menos massivas entre elas (abaixo de cerca de 0,35 massas solares) são totalmente convectivas, misturando todo o seu estoque de hidrogênio e fundindo-o de forma extremamente econômica. As expectativas teóricas de vida ultrapassam em muito a idade atual do universo — nenhuma anã vermelha jamais morreu como gigante vermelha.
Apenas cerca de 7% de todas as estrelas pertencem à classe G. Sua massa moderada permite uma fusão de hidrogênio estável, quase constante ao longo de bilhões de anos, via cadeia próton-próton — tempo suficiente para que, em pelo menos um planeta em órbita, química complexa e vida pudessem se desenvolver.
Extremamente massivas, extremamente quentes e até um milhão de vezes mais luminosas que o Sol. Sua intensa radiação UV ioniza a nuvem molecular ao redor e forma regiões H II luminosas. Devido às enormes taxas de fusão, são as estrelas de vida mais curta de todas — e terminam praticamente sempre como supernova.
Após o esgotamento do hidrogênio no núcleo, este se contrai, enquanto o envoltório externo se expande de 100 a 200 vezes o raio original e esfria nesse processo. A queima de hidrogênio continua então numa camada ao redor do núcleo de hélio, até que — havendo massa nuclear suficiente — o processo triplo-alfa se acende e funde hélio em carbono.
O núcleo exaurido de carbono-oxigênio de uma gigante vermelha, exposto depois que o envoltório foi expelido como uma nebulosa planetária. Nenhuma fusão ocorre mais — a estrela é sustentada exclusivamente pela pressão de degenerescência dos elétrons (um efeito quântico) contra um novo colapso gravitacional. Acima de 1,44 massas solares (limite de Chandrasekhar), esse mecanismo falha.
Forma-se quando o núcleo de ferro de uma estrela massiva (originalmente 8–20 M☉) colapsa numa supernova de colapso do núcleo, fundindo prótons e elétrons em nêutrons. A pressão de degenerescência dos nêutrons interrompe o colapso — resta um objeto com massa solar, comprimido ao tamanho de uma cidade. Muitas giram extremamente rápido e emitem radiação de rádio concentrada: os pulsares.
Sirius B, a anã branca companheira da estrela mais brilhante do nosso céu noturno, comprime quase toda a massa do Sol num volume pouco maior que o da Terra. Um centímetro cúbico de sua matéria pesaria mais de uma tonelada na Terra. Foi em 1844 que a perturbação orbital "inexplicável" de Sirius A levou Friedrich Bessel a concluir a existência dessa companheira invisível e extremamente densa — décadas antes de ela ser detectada opticamente.
A densidade no interior de uma estrela de nêutrons corresponde aproximadamente à densidade de um núcleo atômico — cerca de 4×10¹⁷ kg/m³. Uma única colher de chá dessa matéria pesaria na Terra o equivalente a vários Monte Everest juntos. Isso torna as estrelas de nêutrons os objetos mais densos conhecidos no universo que ainda não colapsaram em buracos negros.
Na sequência principal, todas as estrelas fundem hidrogênio em hélio — mas por dois caminhos diferentes, dependendo da massa e da temperatura do núcleo. Em estrelas semelhantes ao Sol e menos massivas (temperatura do núcleo abaixo de ~17 milhões K), domina a cadeia próton-próton (cadeia pp): núcleos de hidrogênio se fundem em várias etapas diretamente em hélio. Em estrelas acima de cerca de 1,3 massas solares, o ciclo CNO assume o papel principal — aqui, carbono, nitrogênio e oxigênio atuam como catalisadores, capturando prótons e liberando-os novamente ao longo de várias etapas intermediárias; no final, resta novamente, em termos líquidos, um núcleo de hélio. O ciclo CNO reage de forma extremamente sensível à temperatura (taxa ∝ T¹⁷) e, por isso, só se torna dominante nas altas temperaturas nucleares de estrelas massivas.
Por que estrelas massivas vivem tanto menos, apesar de sua reserva de combustível muito maior? A resposta está na relação massa-luminosidade: a luminosidade de uma estrela da sequência principal cresce aproximadamente com a potência 3,5 de sua massa (L ∝ M³·⁵). Uma estrela 20 vezes mais massiva tem, portanto, apenas 20 vezes mais combustível, mas o consome a uma taxa cerca de 20³·⁵ ≈ 500.000 vezes maior — o tempo de vida cai, assim, aproximadamente com M⁻²·⁵. É exatamente essa relação que gera a enorme amplitude dos tempos de vida estelares entre anãs vermelhas e gigantes azuis.
Tempo de vida aproximado na sequência principal em função da massa estelar (comprimento da barra ∝ log do tempo de vida). Para comparação: o universo tem cerca de 13,8 bilhões de anos — uma estrela de 0,5 massas solares ainda não percorreu nem 10% de sua vida.
O percurso de vida de uma estrela é semelhante para todas as massas até a fase de gigante vermelha — depois disso, a massa inicial decide definitivamente o destino.
A supergigante vermelha Betelgeuse, em Órion, já encerrou a queima de hidrogênio em seu núcleo e está próxima do fim de sua vida — "próxima" aqui significa: em algum momento nos próximos 100.000 anos, podendo ocorrer a qualquer momento. Se explodir como supernova, ela pareceria, vista da Terra, mais brilhante que a Lua cheia por semanas, e seria visível durante o dia. Como Betelgeuse está a cerca de 550 anos-luz de distância, a explosão pode já ter ocorrido — só que a luz ainda não teria chegado até nós.
Estrelas raramente se formam sozinhas — e alguns estágios finais e sistemas exibem propriedades que vão muito além do que uma estrela isolada e única pode oferecer.
Pulsares de milissegundos giram várias centenas de vezes por segundo, e o fazem com uma regularidade que se aproxima da dos relógios atômicos — os desvios ficam em frações de microssegundo ao longo de anos. Radioastrônomos utilizam redes desses "relógios cósmicos" (pulsar timing arrays) para buscar minúsculas distorções comuns no momento de chegada de seus sinais — um método de detecção para ondas gravitacionais de frequência muito baixa, provenientes de buracos negros supermassivos que atravessam o cosmos.