Es una estrellas que ha colapsado hasta alcanzar una alta densidad de manera que la presión de degenaración es su principal soporte frente a un colapso mayor. El colapso hacia un estado degenerado ocurre bien después de que el combustible nuclear se haya agotado, como en las enanas blancas o en las estrellas de neutrones, o bien como en las enanas marrones, que no tienen suficiente masa como para elevar la temperatura del núcleo lo suficiente como para hacer entrar en ignición al hidrógeno.

Las estrellas jóvenes son propensas a los accesos de furia y a los trastornos del crecimiento, durante los cuales expulsan materia en todas direcciones al tiempo que fluctúan tremendamente de tamaño.

Si los dolores de parto de las estrellas son relativamente serenos, su adolescencia resulta todo lo contrario. Incluso después de que empiece a quemar hidrógeno, la estrella suele estar rodeada de una gran nube de polvo y gas. Parte de ella terminará por proporcionar la materia prima para un nuevo sistema planetario, pero la mayor parte caerá hacia el centro, desplomándose en el interior de la estrella con resultados violentos y, a menudo, espectaculares.

Entretanto, la estructura interior de la estrella todavía está desarrollándose. Cuando se inicia la fusión de hidrógeno, se produce un brusco y enorme incremento de la producción de energía en el núcleo; la radiación entonces, se abre paso entre las capas exteriores y hace que la estrella se hinche, pasando de una masa concentrada de las dimensiones de Júpiter a un globo del tamaño aproximado de nuestro Sol. Con frecuencia, la brusca expansión hace que la estrella se vuelva inestable durante un breve periodo: si crece más allá de su tamaño optimo, la gravedad impondrá su ley y frenará las capas exteriores, obligándolas a contraerse nuevamente. Muchas veces, cuando la estrella alcanza su tamaño máximo, expulsa esas capas exteriores de gas, creando envolturas de material que, al enfriarse lentamente, bloquean el paso de la luz de la propia estrella y hacen que su brillo varíe.

Tales jóvenes astros de brillo oscilante reciben el nombre de estrellas «T Tauri» (por una débil estrella de Tauro, la primera que se descubrió con tales características). Por lo general, empiezan midiendo menos de tres masas solares y, durante su fase T Tauri (que puede durar hasta 10 millones de años), llegan a perder toda una masa solar de gas.
En estrellas más masivas se produce un proceso similar, pero la radiación es tan intensa que expulsa con rapidez todo el gas expelido, por lo que no se producen variaciones de brillo aceptables.

Se da, también, otro tipo de pérdida de masa que tiene lugar en una escala temporal mucho menor, apenas unos miles de años, y que puede producir una reducción de masa aun mayor. Es el llamado «flujo bipolar».
Una vez que la estrella ha empezado a brillar debidamente, el gas restante de la nebulosa protoestelar sigue cayendo hacia ella, pero ya no contribuye significativamente a la masa general. Al contrario, es expulsado mediante intensos vientos estelares que emanan de cada polo y dirigido por el naciente campo magnético de la estrella. Los chorros de material expulsado a velocidad supersónica (jets) son invisibles, normalmente, pero allí donde el gas eyectado embiste otras nubes de gas de la misma región del espacio, se calienta y crea hermosos nódulos de nebulosidad brillante conocidos como «objetos Herbig-Haro».
Para la estrella, es una suerte contar con un método para expulsar el exceso de masa; si todo el material de la nebulosa terminara precipitándose en ella, la rotación aumentaría rápidamente hasta niveles peligrosos, que podrían hacerla inestable y provocar su destrucción.

Aunque el flujo bipolar despeja el entorno de la estrella recién nacida de la mayor parte del exceso de materia, actúan también otros procesos. El calor de la estrella causa la evaporación de los compuestos químicos volátiles en su vecindad y los gases ligeros pueden, simplemente, ser expulsados de las regiones interiores de la nebulosa por los vientos estelares. Esto, en general, deja en órbitas cercanas a la estrella solamente el polvo refractario (con un punto de fusión elevado), mientras que los gases y el material helado sobreviven más lejos: una receta típica para la formación de sistemas planetarios como en nuestro.

Fotografías de estrellas jóvenes

- HH47
Objeto Herbig-Haro, a una distancia de 1.500 años luz.

Esta protoestrella todavía tiene que emerger de su capullo (abajo a la izquierda), pero un penacho de gases calientes de cinco billones de kilómetros delata su existencia. El penacho está retorcido, lo cual puede significar que nuestro bebé estelar ha sido perturbado por otra estrella; posiblemente, una hermana que no aparece en la imagen.

- HH34
Objeto Herbig-Haro, a una distancia de 1.500 años luz.

La estrella juvenil escupe materia al espacio, no en forma de chorro dirigido, sino en estallidos sucesivos. Se cree que estas expulsiones de materia pueden contribuir a la formación estelar al aliviar el exceso de momento angular que, de otra forma, impediría que el material que se precipita hacia la estrella alcanzara ésta.

- LL Orionis
Estrella T-Tauri, a una distancia de 1.500 años luz.

Cuando la protoestrella crece, la corriente de partículas calientes que emite se intensifica y empieza a desmantelar el capullo de polvo y gas que algún día la alimentó. Estas brillantes estrellas se clasifican en la categoría de las T-Tauri.

- HH 32
Objeto Herbig-Haro, a una distancia de 1.000 años luz.

Presa de los dolores del crecimiento, esta joven estrella emite al espacio dos chorros perpendiculares y opuestos de 2 billones de kilómetros.

Mirando hacia lo alto del cielo nocturno hay tres cosas que se nos presentan evidentes. La primera es que las estrellas parpadean, la segunda que resulta fácil agruparlas en dibujos reconocibles y, la tercera, que no todas ellas tienen el mismo aspecto. Algunas son brillantes, otras algo menos y otras muchas demasiado débiles como para verlas a simple vista.
Debido a las diferencias de brillo los astrónomos han desarrollado diversos medios de expresar con precisión esas variaciones. Los intentos por clasificar tales diferencias comenzaron hace unos dos mil años, cuando el astrónomo griego Hiparco elaboró un catálogo de estrellas en el que introdujo la idea de la importancia, o magnitud, para las estrellas que él registró.

Hiparco creía que las estrellas más brillantes eran las de mayor importancia y les asignó la magnitud 1. A las que eran algo mas débiles las consideró de segunda importancia, o magnitud 2, y así sucesivamente. Dividió de este modo las estrellas visibles en seis clases de magnitud. Aunque no lo sabia, sus seis divisiones se basaban en la manera en la que el ojo humano reconoce las diferencias de brillo cuando un objeto parece tener la mitad de brillo que otro. Se ha descubierto, tiempo después, que las seis magnitudes de Hiparco dan una diferencia entre las magnitudes 1 y 6 de 100 veces.

En el curso de los dos mil años transcurridos, la cuestión de las magnitudes ha ido precisándose. Los astrónomos siguen empleando el mismo sistema básico, que en realidad es una medida de la debilidad, puesto que cuanto mayor es la magnitud menos brillante es la estrella. Para ser más precisos, una estrella de magnitud 2 es 2,51 veces más débil que
otra de magnitud 1, y una de magnitud 3 lo es 2,51 veces más que otra de magnitud 2. Para las estrellas extremadamente brillantes, los planetas, el Sol y la Luna, es necesario introducir la magnitud cero e incluso valores negativos: a Sirio se le asigna una magnitud -1,46, mientras que el Sol la tiene de -26,85.
La mayoría de las estrellas carecen de nombre, pero incluso en el caso de que lo tengan, puede verse que hasta las más brillantes se designan con una letra griega, comenzando por α (alfa) para las de mayor brillo, β (beta) para las siguientes, y así sucesivamente con todo el alfabeto griego. Puesto que hay más estrellas que letras del alfabeto griego, a cada una de las restantes se les asigna un número.
Las estrellas y otros objetos celestes suelen tener también un número de catálogo. Así por ejemplo, Sirio es α (alfa) del Can Mayor; la estrella de segunda magnitud en el pie izquierdo de Orión es κ (kappa) de Orión, mientras que la de quinta magnitud, justo encima de ella, a la izquierda, es 55 de Orión.
Este brillo describe el modo en el que la estrella aparece a los observadores situados en la Tierra. Por consiguiente, son magnitudes aparentes y no indican el brillo verdadero. Así por ejemplo, Sirio tiene una magnitud aparente de -1,4 y el Sol de -26,85, una diferencia de 25,4 magnitudes.
Traducido esto a diferencias de brillo supone 14.000 millones de veces. Evidentemente se trata de cómo se ven Sirio y el Sol desde la Tierra, aunque hoy sabemos que el primero es casi 25 veces más brillante y que aparece más débil sólo debido a la remota distancia a la que se encuentra.
Para superar este tipo de confusiones, los astrónomos emplean así mismo el término de magnitud absoluta.
Es la magnitud que tendrían las estrellas si todas ellas se encontraran fijas a una distancia específica de la Tierra. La distancia arbitraria elegida es una que les resulta práctica a los astrónomos: 10 parsec (equivalente a 32,6 años luz). Utilizando este sistema, la magnitud absoluta de Sirio es de +1,41 y la del Sol sólo +4,83, lo cual demuestra que, en realidad, este último es casi 25 veces más débil que el primero.

La magnitud aparente de una estrella depende, en cierta medida, de su color. Esto se debe a que el ojo es más sensible a la luz verdiamarillenta, mientras que la emulsión fotográfica normal (aunque sea pancromática) lo es al extremo azul del espectro y menos al rojo. Esto podemos comprobarlo contemplando una fotografía de Orión y observando cómo Betelgeuse, una estrella roja, parece mucho más débil que la blanco-azulada Rigel. Sin embargo, a simple vista ambas parecen extremadamente brillantes.
Los astrónomos tienen en cuenta estas diferencias especificando con precisión el sistema cromático que utilizan, aunque esto carece de importancia si lo que quiere es tan sólo observar las estrellas a través de un telescopio.
La magnitud aparente visual que es normal es, así mismo, suficiente para observar el modo en que varia la cantidad de luz emitida por algunas estrellas. Si se quieren registrar éstas en fotografía hay que asegurarse de que la emulsión fotográfica responda a la luz de diferentes colores.

Otro método de clasificar las estrellas es por su emisión total de radiación, no sólo por la de luz visible. A esto se le conoce como magnitud bolométrica.

La expansión de una estrella para convertirse en una hinchada gigante roja marca el inicio de la fase final de su vida.

El término de la vida madura de una estrella durante la cual brilla con una luz más o menos constante a lo largo de millones de años, sobreviene cuando el suministro de hidrógeno como combustible del núcleo empieza a agotarse. Hasta ese momento, durante toda su existencia, la estrella ha generado energía mediante la fusión nuclear de los núcleos de hidrógeno; ahora, sin embargo, tiene que encontrar nuevos combustibles para continuar brillando. El cambio a la nueva manera de producir energía provoca modificaciones físicas en su estructura que la hacen mucho más brillante, al tiempo que la hinchan: la estrella ha entrado en su fase gigante roja.

El cambio inicial a gigante roja se produce cuando las reacciones de fusión nuclear se extienden desde las regiones centrales del núcleo de la estrella hacia la capa esférica de materia que lo rodea.
Las estrellas se componen casi por entero de hidrógeno (con cierta cantidad de helio y de otros elementos más pesados), por lo que, en teoría, no escasea el combustible que quemar, pero las reacciones de fusión requieren presiones y temperaturas inmensas y, fuera del propio núcleo, la presión centrífuga de la radiación a través de la estrella impide que el resto del material las alcance.

Sin embargo, cuando las reacciones del núcleo se debilitan y cesan, las condiciones en el interior de la estrella empieza a cambiar.
Al disminuir la presión de la radiación que la sostenía frente a la gravedad, la estrella empieza lentamente a desplomarse sobre si misma. Muy pronto, las condiciones en torno al núcleo alcanzan la temperatura y presión necesarias para mantener la fusión del hidrógeno y, así, vuelve a encenderse la fuente de energía de la estrella. En esta ocasión, sin embargo, lo hace con una importante diferencia: el aumento de volumen y de área superficial de la capa esférica incrementa tremendamente la producción de energía de la estrella, cuya luminosidad aumenta entre 1.000 y 10.000 veces. El súbito incremento de la energía de radiación que escapa del interior hace que el diámetro de la estrella se expanda a varios cientos de veces el anterior, por lo que el área de la superficie aumenta tremendamente. A consecuencia de ello, aunque sea muchas veces más brillante que antes, es menor la cantidad de energía que escapa por cada unidad de superficie dada, por lo que, en realidad, la estrella se enfría y enrojece. Las estrellas gigantes pueden presentar una gama de colores, según sea la relación exacta entre la producción de energía y el tamaño, pero el más común, con mucho, es el rojo.

La fase de gigante roja es un periodo relativamente breve en la vida de una estrella. Mientras sus capas exteriores se expanden, el núcleo (ahora dominado por el helio, producto de la fusión de núcleos de hidrógeno) sigue comprimiéndose lentamente bajo su propio peso. Finalmente, se hace tan caliente y denso que el propio helio puede iniciar reacciones de fusión. Esta fusión del helio produce diversos elementos más pesados, como carbono y oxígeno. Cuando la energía empieza a inundar de nuevo la estrella desde el núcleo, el aumento del calor hace que la capa donde quema el hidrógeno se expanda, de modo que las reacciones en ella se debilitan. La luminosidad general de la estrella decae y la masa vuelve a encogerse a casi su tamaño original.

La combustión de helio dura un periodo mucho más corto que la fase original de combustión de hidrógeno y, al cabo de no mucho tiempo, el suministro de helio en el núcleo se agota también. El penúltimo acto en la vida de muchas estrellas es una segunda fase de gigante roja: se repite el proceso de desplome antes descrito hasta que puede reiniciarse la combustión del helio en una segunda capa en torno al núcleo y la estrella empieza a hincharse de nuevo. Para muchas de ellas, esta segunda expansión no tiene vuelta atrás y las condena a terminar sus días como nebulosa planetaria. Una pequeña parte, en cambio, tiene un destino mucho más espectacular, en forma de supernova.

Ejemplo de supergigante roja

Betelgeuse, que se encuentra a una distancia de 427 años luz.

Aunque sólo 15 veces más masiva que el Sol, Betelgeuse es 14.000 veces más brillante y unos increíbles 40 millones de veces más voluminoso. Si lo colocásemos en el centro del Sistema Solar, sus capas exteriores envolverían Júpiter.

Las estrellas quedan a distancias inconcebibles de la Tierra. Incluso las más próximas están a varios años luz de distancia y un año luz son 9,5 billones de kilómetros, lo cual significan que son, aun para los telescopios más potentes, meros puntos luminosos. No obstante, se sabe cómo, se puede extraer de ellos una considerable cantidad de información.

Las estrellas del cielo nocturno varían mucho en brillo y color. Como el color de cualquier objeto radiante depende de su temperatura, esa sola información nos permite calcular lo caliente que es la estrella. Igual que una bola de metal calentada en un horno se pone roja primero, amarilla luego y blanca más tarde y, por fin, azul, las estrellas azules resultan ser más calientes que las rojas.

El brillo es una característica más compleja, pues no sólo depende de la energía intrínseca de la estrella (lo que suele denominarse su «luminosidad»), sino también de la distancia a la que está de la Tierra, puesto que la estrella irradia una cantidad limitada de energía, que se esparce a una región más y más grande de espacio conforme aumenta la distancia. Las estrellas están demasiado lejos para utilizar los sistemas convencionales de medición de las distancias, por lo que los astrónomos emplean diversos métodos, según su lejanía. El primero de ellos, útil para las estrellas cercanas, sobre todo, es el llamado «paralaje estelar». El paralaje es la ilusión de que un objeto se ha movido; se crea cuando se observa un objeto desde dos puntos distintos contra un fondo más lejano. Cuanto mayor es la distancia entre los dos puntos de observación, mayor es el movimiento aparente del objeto y más fácil resulta medir la distancia. Por fortuna, para medir el efecto no necesitamos cambiar de ubicación nuestro observatorio, puesto que la órbita anual de la Tierra en torno al Sol nos lleva al otro extremo de un círculo de 300 millones de kilómetros de diámetro cada seis meses.

Armados con la información del paralaje, es relativamente sencillo determinar la luminosidad de una estrella por su «magnitud aparente» en los cielos terrestres. Esto empieza a revelar patrones que, hoy, permiten a los astrónomos calcular el brillo de una estrella sólo por las cualidades de su luz mediante la espectroscopia.

Más difícil resulta la medición directa de la masa de una estrella, pero las órbitas de las estrellas dobles y múltiples permiten determinar sus masas relativas. Con esta información, se puede observar como las diferencias de masa han afectado a la evolución de diversas estrellas que se han formado al mismo tiempo, a partir del mismo material. La masa que adquiere una estrella resulta un factor decisivo que determina como desarrollará su vida y como morirá.