Estas estrellas que mueren de forma tan espectacular enriquecen el medio interestelar con elementos pesados, y a partir de este medio se pueden originar nuevas generaciones de estrellas. Además las ondas de choque que se originan pueden dar lugar a nueva acreción de materia por efecto gravitacional. Esta nube de materia que se va comprimiendo bajo el efecto de la gravitación mutua, crea energía potencial. Esta se invierte en aumentar la temperatura del interior de la nube y en radiar al exterior. Si se alcanza la temperatura suficiente, la condensación empieza a emitir en el infrarrojo, tenemos el embrión de la estrella, una protoestrella. En este estado la estrella, que es muy inestable, puede alcanzar la fase de estrella variable T Tauri, emitiendo en el infrarrojo y luego en el visible.

Si la masa es superior a 1/100 de la masa solar, la protoestrella se puede comprimir hasta el punto que, en su corazón se alcancen temperaturas del orden de 10 millones de Kelvin, y comiencen las reacciones nucleares. En este momento decimos que la estrella ha nacido.

Ahora se encuentra en el equilibrio radiativo, o sea, el peso de las capas de gas se equilibra con la presión de radiación. Si la masa de la protoestrella no es suficiente, o no llega a comprimirse hasta el punto de generar reacciones nucleares en su interior, radiará hasta enfriarse y luego se convertirá en un objeto oscuro, llamado "enana marrón". La estrella muere antes de nacer, antes de originar las reacciones nucleares de fusión que son las que dan vida a las estrellas. Por otro lado, no existen estrellas de más de 100 masas solares, porque son tan calientes, que su superficie es "arrancada" de la estrella por la presión de radiación. Si quieres ver algo en detalle de estos temas fijate aqui.

Evolución de las estrellas de baja masa

Los cálculos teóricos sugieren que en las estrellas de la Secuencia Principal, el núcleo de helio-hidrógeno incrementa gradualmente su masa y se empequeñece en tamaño, cuanto más cantidad de "cenizas" absorbe al quemarse el hidrógeno. La energía es llevada rápidamente a la superficie por medio de corrientes convectivas. La temperatura de las capas sube, la estrella se hace más luminosa, y finalmente se acerca al dominio de las estrellas gigantes. Su núcleo se hace más pequeño -por contracción gravitacional- y se hace más caliente y denso, hasta que al alcanzar los 120 millones de Kelvins, el antes inerte helio es consumido para hacer átomos mas pesados.

Cuando dos núcleos de helio (He) cada uno con cuatro unidades de masa son mezclados, se esperaría que formaran berilio (Be) de 8 unidades de masa. Sin embargo el Be es inestable y se rompe en dos núcleos de helio nuevamente. De todas maneras, si la temperatura es lo suficientemente elevada, se puede producir antes del decaimiento del Be, una colisión más, formando un núcleo de carbono (C), que sí es estable.


El núcleo sigue empequeñeciendo, y su temperatura subiendo. De manera similar a la anterior, se van formando los núcleos de oxígeno, neón, magnesio y más.

Cuanto más masiva sea la estrella producirá elementos más pesados, ya que su masa mayor le permite contraerse más y alcanzar una mayor temperatura).

Nuestro Sol, por ejemplo, al ser pequeño, no alcanzará la temperatura necesaria para llegar a los 600 millones de grados en el núcleo, mayormente formado por las "cenizas" de carbono -se transformará en una enana blanca-, y una capa de gas gigante, a veces del tamaño del Sistema Solar, que es la atmósfera de la estrella, y que está tan lejos del núcleo, que la pierde, como una nebulosa planetaria.

Evolución de estrellas de alta masa

Si la estrella es muy masiva, el peso de las capas de gas en el centro son tan elevadas que las temperaturas pueden llegar a ser altísimas, mucho más que en las estrellas de baja masa.

Si la temperatura y densidad siguen subiendo, los núcleos atómicos del grupo del hierro (Fe) creados tienden a descomponerse en núcleos de He (son reacciones de fisión). Además estas reacciones son endotérmicas, es decir absorben energía más que emitirla. La estrella colapsa porque ahora se contrajo para ser más caliente y quemar elementos más pesados, pero el Fe no produce energía sino que la absorbe. La estrella entra en una violenta implosión del núcleo y explosión de las capas externas de su atmósfera, explotando como supernova.

En su catastrófico final, en los mil segundos posteriores a la explosión se producen las reacciones nucleares que generan los elementos más pesados que el hierro de la tabla periódica de los elementos. Ese es el motivo por el cual en el universo los elementos que son más pesados que el Fe son cuantitativamente (reescribir suena mal)que los más livianos.

El resultado final del proceso es una nebulosa en expansión (denominado remanente de supernova) y el núcleo súper comprimido, que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro, según la masa que tenga.

El siguiente diagrama muestra la evolución completa, desde la nebulosa. El camino evolutivo se muestra cuando se divide dos partes. Las estrellas de baja masa siguen hasta la nebulosa planetaria (y una enana blanca final), en cambio las de alta masa explotan como supernovas y pueden formar un pulsar o un agujero negro.