Las estrellas se forman por las inestabilidades
gravitatorias, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una
vez que estas nubes de hidrógeno molecular empiezan a caer sobre sí mismas,
alimentado por la cada vez más intensa atracción
gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido
el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un
núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella.
El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las
reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella.
Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno,
se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa
aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de
la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca
o explotar como supernova, dejando también un remanente
estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro.
Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de
estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas
de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico.
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