Há uma enorme variedade de estrelas, mas quase todas podem ser vistar como estágios num modelo-padrão de evolução estelar. Nesse modelo, a massa de uma estrela governa as reações nucleares em seu núcleo, que determina suas outras propriedades físicas, seu tempo de vida e seu destino final.
Obs: não iremos aprofundar o artigo nas evoluções estrelares, resultado em supernova, estrelas de nêutrons ou buracos negros. Focaremos no caminho de sua sequência principal da vida de uma estrela.
Novas estrelas são criadas pelo colapso de vastas nuvens de gás e poeira dentro de galáxias. Esses colapsos – frequentes – podem ser provocados pela gravidade de estrelas próximas, as ondas de choques de uma explosão de supernova ou a mera rotação lenta e regular de uma galáxia espiral. Dependendo do tamanho da nuvem e de outros fatores, estrelas podem nascer em grandes aglomerados ou em grupos menores, mais frouxos. À medida que a nuvem se desintegra, ela se adensa e aquece. Qualquer movimento aleatório na nuvem inicial cresce até que ela se torna um disco achatado e giratório. Cada vez mais material é atraído pela força gravitacional da parte central da nuvem, chamada protoestrela, que se aquece até começar a brilhar. Seu núcleo torna-se mais denso e mais quente, até atingir o ponto em que as reações nucleares podem começar, tonando-se realmente uma estrela.
Estrelas adolescentes
As estrelas jovens continuam cercadas por uma grande nuvem de gás e poeira. Parte desta espirala e agrega-se na própria estrela, mas com muita frequência outro tanto é ejetado (alguns podem se tornar planetas que orbitarão essa estrela em formação). Muitas estrelas jovens desenvolvem um campo magnético que captura material e o lança em jatos a partir dos polos. A pressão da radiação também pode bastar para dispersar elementos mais pesados que o hidrogênio. Nesse ínterim,a própria estrela continua a se desintegrar, e pode passar por um período de pulsação e instabilidade, chamado "T Tauri", antes de se estabelecer como uma estrela da sequência principal.
Estrelas da sequência principal geram energia por fusão nuclear de hidrogênio em seus núcleos. Quando a provisão se esgota, elas encontram uma nova fonte de energia – queimam o hélio que geraram por toda vida e talvez outros elementos mais pesados. Essas mudanças na provisão de energia da estrela a tornam instáveis, fazendo-a inchar até um tamanho gigantesco. A mote final da estrela é determinada, com muitos aspectos de sua evolução, por sua massa.
CICLOS ILUSTRADOS
Poeira e gases estelar
Nuvens protoestelares em colapso formam casulos – grupo de gás e poeira em que estrelas se desenvolvem. Um casulo pode se separar em disco escuros, os glóbulos de Bok ou proplídeos.
Quando uma protoestrela se colapsa sob a gravidade, material próximo do centro achata-se num disco e fica mais quente. A radiação dispersa material de cima e de baixo do disco.
Adolescência estelar
Quando a estrela se aproxima da sequência principal, o material do disco continua a espiralar para dentro. O campo magnético cada vez mais forte da protoestrela pode capturar parte desse material e ejetá-lo nos pólos, como mostra a imagem.
A estrela tem brilho constante na maior parte de sua vida. Seu brilho e idade são determinados por reações nucleares no interior, governadas por sua composição e massa.