Evolução Estelar 

Tudo começa nas nuvens moleculares gigantes, vastas regiões do espaço interestelar compostas principalmente por hidrogênio molecular, com traços de hélio, poeira e moléculas complexas. Essas nuvens são frias e densas, e podem se manter estáveis por milhões de anos, até que uma perturbação, como a onda de choque de uma supernova próxima ou interações gravitacionais com outras nuvens, até que inicia seu colapso gravitacional.

Durante o colapso, a gravidade começa a vencer a pressão térmica e a nuvem se fragmenta em bolhas menores chamadas núcleos de condensação, cada um deles dando origem a uma protoestrela. À medida que o colapso continua, a temperatura e a pressão aumentam no núcleo, levando à formação de uma protoestrela envolta por um disco de acreção e um envelope de gás e poeira. Essa fase é marcada por intensa emissão no infravermelho. 

Quando a temperatura central atinge cerca de 10 milhões de graus Celsius, os núcleos de hidrogênio começam a fundir-se formando hélio. A energia liberada pela fusão cria uma pressão de radiação que equilibra a gravidade, marcando o início da fase de sequência principal. A estrela está agora estável, fundindo hidrogênio em seu núcleo e emitindo luz e calor — como o Sol faz atualmente. A duração dessa fase depende da massa: estrelas de baixa massa podem permanecer por bilhões de anos, enquanto estrelas muito massivas duram apenas milhões de anos.

Quando o hidrogênio do núcleo se esgota, a fusão cessa no centro e o equilíbrio hidrostático é perdido. O núcleo começa a colapsar e a camada externa da estrela se expande, tornando-se uma gigante vermelha (ou supergigante, no caso de estrelas muito massivas). O aumento da temperatura permite que o hélio no núcleo comece a se fundir em carbono e oxigênio por meio do processo triplo-alfa.

Para estrelas com massa semelhante ou inferior a 8 vezes a massa do Sol, a fusão para após a produção de carbono e oxigênio. Essas estrelas entram no ramo das gigantes assintóticas (AGB), passando por pulsações térmicas, perda de massa e enriquecendo o meio interestelar com elementos formados no processo-s. Ao final, essas estrelas ejetam suas camadas externas, formando uma nebulosa planetária, enquanto o núcleo remanescente se torna uma anã branca, composta por carbono e oxigênio. Com o tempo, a anã branca esfria e se apaga, tornando-se uma anã negra.

Já as estrelas massivas continuam a fundir elementos cada vez mais pesados: carbono, neônio, oxigênio, silício e, por fim, produzem um núcleo de ferro, o último elemento que pode ser formado por fusão com liberação de energia. Como o ferro não libera energia ao fundir-se, a pressão do núcleo não consegue mais sustentar a gravidade, resultando em um colapso catastrófico do núcleo. O colapso gera uma supernova do tipo II, um dos eventos mais energéticos do Universo. 

Durante a explosão da supernova, elementos pesados são sintetizados por processos explosivos, como o processo-r, responsável por criar elementos como ouro, platina e urânio. O núcleo colapsado pode formar dois tipos de remanescentes, dependendo da massa:

Se a massa final do núcleo estiver entre cerca de 1,4 e 3 massas solares, o colapso resulta em uma estrela de nêutrons, um objeto extremamente denso composto quase exclusivamente de nêutrons.

Se a massa for superior a esse limite, o colapso prossegue até formar um buraco negro, uma região do espaço com densidade infinita e gravidade tão intensa que nem a luz pode escapar. 

Este vídeo de lapso de tempo do instrumento NACO no Very Large Telescope do ESO, no Chile, mostra estrelas orbitando o buraco negro supermassivo que fica no coração da Via Láctea por um período de quase 20 anos.