La vida d’un estel és determinada per les reaccions de fusió nuclear que es produeixen al seu interior, per les quals uns elements químics es transformen en uns altres, i determinen la temperatura, la lluminositat i el radi de l’estel. Al llarg de la seva evolució, l’estel recorre una certa trajectòria, seguint el diagrama de Hertzsprung-Russell. Després de formar-se a partir del col·lapse d’un núvol de matèria format bàsicament d’hidrogen, amb una petita part d’heli i traces d’altres elements, l’estel assoleix al seu nucli temperatures prou elevades per a començar les reaccions termonuclears que generen energia i eviten el col·lapse gravitatori, gràcies a la pressió de la radiació. Així l’estel inicia una fase d’equilibri, en què l’hidrogen es transforma en heli, anomenada fase de seqüència principal. Com més gran és la massa de l’estel, més curta és la fase de seqüència principal. En el cas del Sol, pot durar uns 1 010 anys. Quan s’ha esgotat l’hidrogen, el nucli es contrau. Si l’estel té una massa suficient, aquesta contracció augmenta la temperatura del nucli fins que l’heli es pot transformar en carboni. De manera similar, una vegada esgotat l’heli, es produeix una nova expulsió de les capes externes i una contracció del nucli, que, segons la massa de l’estel, donarà lloc a la transformació del carboni en elements més pesants, com l’oxigen, el nitrogen o el níquel. Aquest procés acaba quan l’estel comença a generar ferro, ja que les reaccions nuclears subsegüents no generen energia sinó que la consumeixen, de tal manera que no es pot evitar el col·lapse gravitatori; segons quina sigui la seva massa, l’estel esdevindrà un estel nan blanc, un estel de neutrons o, en el cas d’estels amb una massa superior a unes tres vegades la massa solar, un forat negre.
f
Astronomia