thumb|500px|"Linha do tempo" da vida do Sol Em astronomia, evolução estelar é a sequência de mudanças radicais que uma estrela sofre durante seu tempo de vida. Dependendo da massa da estrela, sua vida varia entre alguns milhões de anos (para as mais massivas) até trilhões de anos (para as menos massivas), o que é muito mais do que a idade do universo.
A evolução estelar não é estudada pela observação do ciclo de vida de uma única estrela; a maioria das mudanças estelares ocorre tão vagarosamente que só seriam detectáveis depois de muitos e muitos séculos. Em vez disto, astrofísicos tentam entender como as estrelas evoluem pela observação de numerosas estrelas, cada uma em um diferente ponto do ciclo da vida, e pela simulação da estrutura estelar com modelos em computador.
Nascimento de uma estrela thumb|NGC 604, uma região gigante de formação estelar na galáxia Triângulo thumb|right|Um denso campo estelar em Sagittarius
Protoestrela
A evolução estelar começa com o colapso gravitacional de uma nuvem molecular gigante (NMG), também conhecida como um berçário estelar. A maior parte do espaço "vazio" interno a uma galáxia contém em torno de 0,1 a 1 partícula por cm³, mas dentro de uma NMG a densidade típica é de uns poucos milhões de partículas por cm³. Uma NMG contém 100 000 a 10 000 000 vezes mais massa do que o nosso Sol em virtude do seu tamanho: 50 a 300 anos-luz de comprimento.
Um entre vários eventos deve ocorrer para causar o colapso gravitacional: a NMG pode colidir com outras ou passar através de uma região densa de um braço espiral. A proximidade de uma explosão de supernova pode ser um gatilho, enviando um choque de matéria dentro de uma NMG a velocidades muito altas. Finalmente, uma colisão galáctica pode iniciar uma explosão de formação estelar quando as nuvens de gás em cada galáxia são comprimidas e agitadas pela colisão.
Uma NMG colapsada fragmenta-se durante o evento, quebrando-se em pedaços cada vez menores. Fragmentos com massas menores que 50 massas solares são capazes de formar estrelas. Nestes fragmentos, o gás é aquecido por este colapso devido à energia potencial gravitacional e essas nuvens formam uma protoestrela com a forma de um objeto esférico rotacional.
Este estágio inicial da existência é sempre oculto profundamente em uma densa nuvem de gás e poeira. Frequentemente, berçários de formação estelar podem ser vistos com uma silhueta contra a emissão de gás brilhante em suas redondezas, sendo conhecidos como glóbulos de Bok.
Anãs marrons e objetos subestelares
As protoestrelas muito pequenas nunca alcançam temperaturas suficientemente altas para iniciar a fusão nuclear do hidrogênio, sendo chamadas de anãs marrons. O limite exato entre estrelas e anãs marrons depende de sua composição química — aquelas com grande metalicidade (relativa abundância de elementos mais pesados que hidrogênio e hélio) têm um limite mais baixo. Para um objeto com metalicidade próxima da do Sol, o limite é de aproximadamente 0,075 massa solar. Anãs marrons com mais do que 13 vezes a massa de Júpiter podem fundir o deutério, e alguns astrônomos preferem chamar apenas esses objetos de anãs marrons, classificando tudo o que é maior do que um planeta, mas menor do que isso, como objeto subestelar. Ambos os tipos têm um brilho fraco e morrem lentamente, esfriando gradualmente durante centenas de milhões de anos.
Fusão do hidrogênio
A temperatura do núcleo das protoestrelas mais massivas cresce até atingir 10 megakelvins, ponto em que se inicia a reação em cadeia próton-próton e o hidrogênio começa a se fundir, formando primeiro o deutério e depois o hélio, e a estrela começa a brilhar. Em estrelas de pouco mais do que uma massa solar, o ciclo CNO contribui com uma porção considerável da energia gerada. O início da fusão nuclear estabelece rapidamente um equilíbrio hidrostático, no qual a energia liberada pelo núcleo exerce uma "pressão de radiação" que se opõe ao peso da matéria da estrela, impedindo o prosseguimento do colapso gravitacional. A estrela então evolui para um estado estável, iniciando a fase da sequência principal em sua evolução.
Uma nova estrela cairá em um ponto específico da sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell, sendo que o tipo espectral na sequência principal dependerá da sua massa. As anãs vermelhas, menores e relativamente frias, queimam hidrogênio vagarosamente e permanecerão na sequência principal por centenas de bilhões de anos, enquanto supergigantes massivas e quentes deixarão a sequência principal após poucos milhões de anos. Uma estrela de tamanho médio como o Sol permanecerá na sequência principal por cerca de 10 bilhões de anos. O Sol possui a metade desta idade, portanto encontra-se na sequência principal. Uma estrela que não realiza a fusão do hidrogênio permanece fora da sequência principal.
A juventude da vida das estrelas
350px|right|thumb|Estruturas internas de estrelas da sequência principal, com as zonas de convecção representadas por ciclos com flechas e as zonas de radiação por raios vermelhos. À esquerda, uma anã vermelha de baixa massa, no centro, uma anã amarela de tamanho intermediário e, à direita, uma estrela massiva azul-branca da sequência principal Novas estrelas aparecem em variados tamanhos e cores. Elas variam no tipo do espectro desde o quente e azul até o frio e vermelho, e a massa varia de menos do que 0,5 para mais do que 20 massas solares. O brilho e cor de uma estrela dependem da temperatura superficial, a qual por sua vez depende da massa.
Maturidade Depois de vários bilhões de anos, dependendo de sua massa inicial, o suprimento de hidrogênio acaba, interrompendo a fusão nuclear. Sem a pressão interna gerada por esta reação para se contrapor à força da gravidade, as camadas externas da estrela começam a se contrair em direção ao núcleo e dois processos podem ocorrer: a degeneração de elétrons é suficiente para compensar a força da gravidade ou o núcleo está quente o bastante (cerca de 100 megakelvin) para iniciar a fusão nuclear do hélio. Qual desses fenômenos acontece primeiro depende da massa da estrela.
Estrelas de baixa massa O que acontece depois de uma estrela de baixa massa exaurir seu hidrogênio não é conhecido diretamente: o universo tem cerca de 13,8 bilhões de anos, o que é muito menos (em várias ordens de grandeza, em alguns casos) do que essas estrelas levam para exaurir o seu combustível. A teoria corrente é baseada em modelos de computador.
Algumas estrelas podem fundir hélio em pontos superaquecidos do núcleo, causando uma reação instável e irregular, bem como um forte vento estelar. Nesses casos, a estrela não formará uma nebulosa planetária, mas simplesmente irá evaporar, deixando nada mais que uma .
Uma estrela com menos do que 0,5 massa solar nunca será capaz de iniciar a fusão do hélio, mesmo depois que o núcleo cessa a fusão do hidrogênio. Ela simplesmente não tem a massa necessária para exercer pressão suficiente sobre o núcleo. Essas são as anãs vermelhas, tais como Proxima Centauri, algumas das quais viverão milhares de vezes mais do que o Sol. Quando a reação nuclear cessar no seu núcleo, ela continuará irradiando na faixa do infravermelho e micro-ondas do espectro eletromagnético por muitos bilhões de anos. Recentes modelos astrofísicos sugerem que anãs vermelhas de 0,1 massa solar podem permanecer na sequência principal por quase seis trilhões de anos, e levar várias centenas de bilhões de anos mais para colapsar lentamente em uma anã branca. Se o núcleo de uma estrela ficar estagnado (como se acredita venha a ser o caso do Sol), ela será cercada por camadas de hidrogênio, que em sequência a estrela poderá atrair. Entretanto, se a estrela for totalmente convectiva (o que se acredita ser o caso das estrelas de menor massa), ela não terá essas camadas circundantes. Se tiver, ela se tornará uma gigante vermelha, como descrito abaixo para estrelas de tamanho médio, mas nunca fundirão o hélio como aquelas fazem. Se não, ela simplesmente se contrairá, até que a pressão de degeneração de elétrons interrompa o seu colapso, com isso tornando-se diretamente uma anã branca.
Estrelas de massa intermediária thumb|Nebulosa olho de gato, uma nebulosa planetária formada pela morte de uma estrela. Estrelas entre 0,5 e 10 massas solares se tornam gigantes vermelhas de dois tipos: (i) Estrelas do ramo das gigantes vermelhas, cujas camadas ainda estão fundindo hidrogênio em hélio, enquanto o núcleo é de hélio inativo. Elas atingiram equilíbrio hidrostático, quando a pressão de degeneração de elétrons é suficiente para contrabalançar a pressão gravitacional. (ii) Estrelas do ramo gigante assimptótico, que têm um núcleo que passa pela fusão do hélio, produzindo carbono. Em qualquer dos casos, a fusão acelerada da camada que contém hidrogênio imediatamente acima do núcleo faz com que a estrela se expanda. Isto afasta do núcleo as camadas superiores, reduzindo a força gravitacional sobre elas, e elas se expandem mais rapidamente do que o aumento de produção de energia. Isto faz com que a estrela se resfrie, o que a torna mais vermelha do que quando estava na sequência principal.
De acordo com o diagrama de Hertzsprung-Russell, uma gigante vermelha é uma estrela grande não-sequência principal, de classificação estelar K ou M. São exemplos Aldebarã, na constelação Taurus, e Arcturo, na constelação de Boötes.
Uma estrela de até algumas massas solares desenvolverá um núcleo de hélio suportado pela pressão de degeneração de elétrons, circundada por camadas que ainda contêm hidrogênio. Sua gravidade comprime o hidrogênio na camada imediatamente superior, fazendo com que ela se funda mais rapidamente do que o hidrogênio se fundiria em uma estrela da sequência principal com a mesma massa. Isto leva a estrela a se tornar mais brilhante (de 1000 a 10000 vezes mais brilhante) e se expandir; o grau de expansão excede o aumento na luminosidade, fazendo com que a temperatura efetiva diminua.
As camadas externas em expansão da estrela são convectivas, com o material se misturando pela turbulência desde as proximidades das regiões de fusão até a superfície da estrela. Para todas as estrelas, com exceção das de pequena massa, o material fundido permanece na profundidade do interior da estrela antes desse ponto, portanto o envelope de convecção faz com que os produtos da fusão fiquem, pela primeira vez, visíveis na superfície da estrela. Neste estágio da evolução, os resultados são sutis, e os maiores efeitos, alterações para os isótopos do hidrogênio e hélio, não são observáveis. Os efeitos do ciclo CNO aparecem na superfície, com menores razões 12C/13C e proporções alteradas de carbono e nitrogênio, e são detectáveis com espectroscopia, tendo sido medidos para muitas estrelas evoluídas. 350px|thumb|Ilustração simplificada da evolução de uma estrela com a massa do Sol. A estrela se forma a partir do colapso de uma nuvem de gás (1), passa por um período de contração como uma protoestrela (2), até chegar à sequência principal (3). Quando o hidrogênio do núcleo é consumido, ela se expande para uma gigante vermelha (4), então ejeta o seu envelope numa nebulosa planetária e se transforma em uma anã branca (5)
À medida que o hidrogênio em torno do núcleo é consumido, o núcleo absorve o hélio resultante, fazendo com ele se contraia mais, o que por sua vez faz com que o hidrogênio remanescente se funda ainda mais rapidamente. Isto, ao final, leva à ignição da fusão do hélio (o que inclui o processo triplo-alfa) no núcleo. Em estrelas de mais do que aproximadamente 0,5 massa solar, a pressão de degeneração de elétrons pode atrasar a fusão do hélio por milhões ou dezenas de milhões de anos; em estrelas mais massivas, o peso combinado do núcleo de hélio e das camadas circundantes faz com que esta pressão não seja suficiente para atrasar o processo significativamente.