Las modernas técnicas de observación infrarroja y la nueva gama de telescopios terrestres y espaciales, han incorporado nuevos elementos al cuadro hipotético de la evolución estelar. Las estrellas muy jóvenes parecen estar rodeadas por grandes discos de partículas resultantes del surgimiento de la estrella, como los descubiertos en Vega y Fomalhaut por el satélite astronómico IRAS en 1983.

Con el tiempo, el disco va decreciendo en radio y grosor, bien porque su materia es atraída hacia la protoestrella, o, por el contrario, porque es llevada hacia el exterior por dos potentes chorros de gases expulsados desde los polos de la estrella. Otra posibilidad es que esa materia se condensa para formar protoplanetas; tal es el caso del descubierto en HL Tauri, muy jóven y de masa parecida a la del Sol.

El proceso que conduce a la muerte de la estrella depende de la masa inicial de esta. Después de expandirse, cuando se agote su energía, la estrella de masa comparable a la del Sol pasará por la etapa de gigante roja y se contraerá hasta convertirse en enana blanca. Si la masa es mucho mayor que la del Sol, puede ocurrir una explosión de supernova, tras la cual se desintegra la estrella. Se cree que sus restos forman una nube de gas en expansión y una densa estrella neutrónica. Las enanas negras son estrellas de masa inferior a un 0.085 de la masa solar que dejan de generar calor al alcanzar su máxima contracción. Son extremadamente pálidas y difíciles de observar.

Son condensaciones locales de estrellas unidas por fuerzas gravitacionales que aparecen en el cielo como concentraciones de puntos luminosos o, incluso, como tenues nebulosidades. Según su estructura se subdividen en cúmulos abiertos y cúmulos globulares. Los cúmulos abiertos, también llamados por los astrónomos anglosajones cúmulos galácticos (Galactic Clusters), se encuentran en el disco galáctico, es decir en el plano central de nuestra Galaxia, y están caracterizados por una densidad estelar un centenar de veces más elevada que la que se encuentra en las regiones que rodean al Sol; y sin embargo, las estrellas que las componen están relativamente dispersas. El diámetro medio de los cúmulos abiertos es de aproximadamente 10 AL y el número de estrellas que contienen varía desde algunas decenas a algunos miles. Se han observado y clasificado aproximadamente unos 1.000, pero se piensa que en nuestra Galaxia debe haber por lo menos 15.000. Aquellos que se encuentran a una distancia superior a los 5.000 AL de nosotros (recordemos que el disco galáctico tiene un diámetro de 100.000 AL y que el Sol se encuentra aproximadamente a 30.000 AL del centro) no se alcanzan a ver ni siquiera con los más potentes telescopios, porque el polvo galáctico absorbe su tenue luz. (Ver, Absorción interestelar). Según el aspecto que presentan al telescopio, los cúmulos abiertos se dividen en cuatro clases:

Según el número de estrellas que contienen los cúmulos abiertos se subdividen ulteriormente en:

p (de "poor", pobre) = menos de 30 estrellas; m (de "moderately", moderadamente) = entre 50 y 100 estrellas; r (de "rich" rico) = más de 100 estrellas.

Por último, de acuerdo a la Magnitud de las estrellas que los componen, los cúmulos abiertos se subdividen en:

Los cúmulos globulares (Globular clusters) están distribuidos en una región con forma esferoidal, que encierra al disco de nuestra Galaxia, con un diámetro aproximado de 160.000 AL y denominado Halo galáctico. Fue del estudio de la distribución de los cúmulos globulares que el astrofísico Harlow Shapeley dedujo, en 1917, las dimensiones y la forma de nuestra Galaxia y la posición de nuestro Sol en su interior. Los cúmulos globulares están caracterizados por una elevada densidad estelar y por una alta concentración de estrellas en la parte central del cúmulo, hasta el punto que en muchos casos resulta imposible, incluso con un potente telescopio, distinguir cada estrella de las que aparecen como una única fuente luminosa. Estos son menos numerosos que los cúmulos abiertos, pero más grandes y más ricos en estrellas. Se conocen alrededor de unos 125 teniendo cada uno dimensiones medias de 100 AL y un número de estrellas comprendido entre 100.000 y 10.000.000. Según la concentración de estrellas en el centro del cúmulo, se subdividen en doce clases. A la I pertenecen aquellos con la máxima concentración; a la Xll aquellos con la mínima. Los cúmulos globulares más conocidos y visibles a simple vista son tres: M 13 en la constelación de Hércules (dimensión estelar 5m,8, distancia del Sol, 23.000 AL, visible en el hemisferio norte); del Centauro (3m,7, distancia 16.400 AL, visible en el hemisferio austral); 47 del Tucán (4m,0, distante 19.000 AL). Los cúmulos estelares en general, se han revelado como un crisol que contiene estrellas de todos los tipos y edades y, por tanto, son objeto de estudio fundamental para las investigaciones sobre la Evolución estelar. Los cúmulos abiertos, contienen estrellas de joven y media edad pertenecientes a la llamada Población I, similares a las estrellas que caracterizan las zonas circundantes de nuestro Sol. En ellas, gracias a la presencia de gases y polvos interestelares, se hallan en actividad aquellos procesos de condensación de la materia que conducen al nacimiento de nuevas estrellas. Los cúmulos globulares, en cambio, son de antigua formación: unos diez mil millones de años. Las estrellas contenidas en ellos son antiguas, pertenecen a la llamada Población ll y representan las primeras en haber nacido durante los procesos que llevaron a la formación de nuestra Galaxia. Sus edades son prácticamente las mismas; lo que varía son sus masas, y, por tanto, resulta interesante estudiar la diferente evolución que experimentaron elementos contemporáneos con relación a la diversidad de su estructura física. En los cúmulos globulares no hay gas interestelar y, por tanto, no existe la materia prima para la condensación de nuevas estrellas. Algunos cúmulos abiertos también son llamados cúmulos en movimiento, porque las estrellas que los componen están animadas por un evidente movimiento hacia un ápice común. Las Pléyades, por ejemplo, se dirigen hacia un punto próximo a la estrella Canopo (constelación de la Quilla) con una velocidad de 5 km/seg. Los lados apuntan a 6 grados Este de Betelgeuse (Constelación de Orión). Así hay grupos de estrellas, que aun estando físicamente muy distantes y no teniendo características de cúmulo abierto, están animados por un movimiento común y por ello constituyen un cúmulo en movimiento. Un típico ejemplo está representado por 126 estrellas conocidas como el cúmulo en movimiento de la Osa Mayor; forman parte de ella cinco de las siete estrellas del gran Carro: (Merak), y (Phekda), (Megrez), (Alioth), y (Mizar), así como también del Can Mayor (Sirio), aunque esta última se encuentra en la parte opuesta de la bóveda celeste con respecto a las primeras. Nuestro sistema solar está prácticamente en medio de este cúmulo en movimiento y sin embargo no pertenece a él. Las estrellas del cúmulo se mueven hacia un punto entre Sagitario y Microscopio.

El final de una estrella grande es verdaderamente espectacular y explosivo. Es el acontecimiento natural más impresionante que se puede observar en una estrella. En unos momentos, se libera más energía que la que nuestro Sol irradia en 10.000 millones de años. La producción de luz de una sola estrella moribunda es equivalente a una galaxia entera, y lo que vemos como luz es solamente una fracción de la energía total. Los fragmentos de la estrella original son arrastrados hacia el exterior a velocidades que alcanzan los 20.000 kilómetros por segundo.

Estas asombrosas explosiones estelares son conocidas con el nombre de explosiones de supernovas. Las supernovas son muy extrañas. Cada año, en otras galaxias se encuentran 20 ó 30 supernovas, la mayoría como resultado de una búsqueda sistemática. En cada galaxia se deben dar entre 1 y 4 supernovas en un siglo.

Los radioastrónomos descubrieron que quedaba un anillo de gas procedente de una supernova en la constelación de Casiopea y han sido capaces de calcular la fecha de su explosión, que ocurrió alrededor del año 1658.

A pesar de que los astrónomos modernos no han sido testigos de ninguna supernova en nuestra galaxia, fueron invitados a un acontecimiento importante en 1987, cuando una de ellas explotó en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia local visible desde nuestras latitudes. La llamaron SN 1987A. A las supernovas se las denomina por el año de su descubrimiento. SN por la abreviatura de supernova. Si hay más de 26 en un año, la terminación será AA, BB, y así sucesivamente.

Las estrellas de nuestra galaxia casi nunca están solas, y se encuentran de a pares. No es raro que uno de los componentes de un sistema binario de tal tipo sea de hecho una estrella de neutrones o un agujero negro. La atracción gravitatoria de este objeto es entonces tan intensa que una parte del gas de la estrella secundaria se transfiere al objeto compacto formando a su alrededor un disco de materia.

V404 Cygni es verosímilmente un sistema de esta naturaleza. Astrónomos del Instituto de Astrofísica de las Canarias han analizado el espectro de la radiación emitida por la estrella secundaria de este sistema. Este espectro revela a la vez una gran cantidad de litio, comparable a la que existe en las estrellas en formación, y una elevada abundancia de elementos pesados, análoga a la observada en las estrellas al final de su vida. En efecto, a diferencia del litio, fácilmente destruido en la base se la envoltura convectiva de las estrellas de este tipo, los elementos pesados como el oxígeno, el carbono y el nitrógeno se sintetizan en el interior de las estrellas al final de su evolución. ¿Cómo conciliar estos indicios contradictorios cuando la estrella está en la mitad de su vida?

La explicación más plausible, entre las hipótesis avanzadas por los investigadores, supone que el precursor del objeto compacto, una estrella de entre 40 y 80 masas solares, experimentó al final de su vida una fase explosiva de tipo supernova. Se sabe que este tipo de explosión forma núcleos densos y podría iniciar reacciones nucleares de formación de elementos ligeros, entre ellos el litio. La eyección de las capas superficiales de esta estrella, enriquecidas en elementos pesados y el litio, habría contaminado entonces químicamente a la estrella secundaria. las supernovas de este tipo constituirían, según ellos, una fuente galáctica de tipo no despreciable, que podría explicar en parte el actual exceso de litio de la galaxia. La cantidad de este elemento es diez veces superior a la que existía durante la formación de la Vía Láctea, hace quince mil millones de años, muy al principio del Universo. Pero antes de confirmar definitivamente esta hipótesis, hay que esperar observaciones suplementarias de sistemas binarios similares.

El grado de brillantez observado en una estrella u objeto celeste esta dado por su magnitud aparente, que no tiene en cuenta la distancia. La magnitud absoluta es la que tendría el objeto si se encontrara a una distancia de 10 parsecs. Las estrellas que aparecen más brillantes al ojo humano son aquellas que tienen un valor menor; el Sol, por ejemplo, tiene una magnitud aparente de -26,7.

Las nociones existentes sobre los pulsares, objetos descubiertos apenas en 1967 y que se distinguen por emitir señales de radio con gran rapidez y regularidad, han sido sacudidas por el reciente descubrimiento de pulsares de frecuencia muy alta (de orden de más de 600 pulsaciones por segundo), al parecer débilmente magnetizados y no cercanos a restos de supernovas (teóricamente, un pulsar es una estrella neutrónica en rotación, resultado de la explosión de una supernova). Se ha pensado, en consecuencia, que pudieran existir en la galaxia otra clase de estrella neutrónica caracterizada por su pulsación rápida, poca brillantez y débil campo magnético.

Los cuasares o quasars, poderosas fuentes de radiación visible varios millones de veces más intensa que la del Sol, fueron descubiertos en 1963 por medio de la radiotelescopio. El gran desplazamiento hacia el rojo que producen en las líneas del espectro indica que se encuentran a miles de millones de años luz de la Tierra y los convierte en los objetos más lejanos que se han detectado. En 1982, un grupo de astrónomos australianos y británicos descubrió un cuasar llamado PKS 200330- que muestra un desplazamiento hacia el rojo de 3,78, lo que lo sitúa a una distancia aproximadamente 12000 millones de años luz de la Tierra. No se conoce otro objeto más lejano.

A partir de un nódulo de condensación, se forma una protoestrella, cuyo tamaño ouede ser enorme; tras derrumbarse sobre sí misma, queda reducida a estrella normal. La condensación de materia provoca activas reacciones; como consecuencia de las mismas, llega el helio a predominar sobre el hidrógeno.

De esta manera se transforma en gigante roja; después experimenta grandes pulsaciones, la transformación del helio en elementos mas pesados hace que pierda su capacidad radiante. Por último se derrumba sobre sí misma y queda como enana blanca, o se forma en su centro una estrella de neutrones.

Una estrella que tenga planetas girando a su alrededor y que experimente un colapso de tales características, en su lenta pero inevitable muerte, arroja al espacio materia residual de la combustión, envolviendo a todos los cuerpos planetarios de su entorno, y, si en alguno de ellos hubo vida, habrá dejado de existir poco después de que su estrella se haya convertido en gigante roja.

De lejos, este sistema se veria como una gigantesca nube en forma de anillo, de múltiples colores, debido a la variedad de elementos que la constituyeron, con una pequeña estrella en su centro.

Una nube de gases (1), bajos grandes presiones y fuerza gravitacional, comienza a condensarce hasta formar una protoestrella (2), tras derrumbarse sobre sí misma, queda reducida a una estrella normal, como el Sol (3). Una vez que comienza a agotar su combustible se transforma en gigante roja (4). Con el tiempo, habrá consumido hasta los elementos más pesados que la constituían e irá perdiendo brillo y expulsará materia al espacio (5), pareciéndose nuestro sistema a la nebulosa planetaria de la Lira. Por último quedará reducida a una estrella de neutrones del tamaño de la Tierra (6). Pero si en su final, la estrella explota con tanto poder que desaparece totalmente, queda en su interior un agujero negro.

En teoría, un agujero negro se origina cuando una estrella se contrae más allá de cierto límite -llamado radio de Schwarzschild- y se hace aun más pequeña y densa que una estrella neutrónica, tanto que ni la luz puede escapar de su campo gravitacional. Como los agujeros negros son invisibles, se les trata de descubrir por sus efectos sobre objetos visibles (por ejemplo, su compañero en un sistema binario). Las regiones del espacio que emiten rayos X -posible resultado de una perdida superficial de materia por la atracción de un agujero negro- son investigadas especialmente. El compañero invisible de la estrella Signus X-1 es, muy posiblemente, un agujero negro. Recientemente se han encontrado mas evidencias de agujeros negros en sistemas binario, incluso en el centro mismo de nuestra galaxia y de otras.

Los tipos de estrellas pueden caracterizarse por la temperatura (aproximadamente su color) y la cantidad de luz que radian; por ejemplo, las estrellas brillantes y frías, como las gigantes rojas, estan situadas en el extrema superior derecho mientras que las estrellas calientes y poco brillantes, como las enanas blancas, están abajo a la izquierda.

La mayoría de las estrellas consumen el principio y la mitad de la vida en un estado que las sitúa a lo largo de la línea oblicua (en la actualidad, el Sol se halla en esta situación): es la fase estable, de la combustión de hidrógeno. La posición a lo largo de la línea viene determinada por su masa: las estrellas de gran masa están en la región de las gigantes azules, y las de masa pequeña, entre las enanas. Las demás regiones del diagrama sólo están pobladas por lo que cuando las estrellas "ordinarias" han quemado buena parte de su hidrógeno y empiezan a evolucionar, van separándose de la línea oblicua.

La línea gris corresponde en comparación al diagrama anterior

A pesar de que los detalles individuales pueden variar mucho, el diagrama sirve para mostrar la evolución de las estrellas enanas ordinarias, como el Sol. La estrella comienza como una nube de gas en contracción (estrella T tauri) y luego en actividad se estabiliza durante varios miles de millones de años. Luego se dilata y se traslada hacia la parte derecha del diagrama, convirtiéndose en una gigante roja. Después del destello del helio se mueve rápidamente hacia la izquierda y se transforma en una estrella azul caliente, tal vez pulsante o que lanza al espacio capas de gas. Finalmente, cuando se ha agotado todo el combustible nuclear, se enfría hasta convertirse en una enana blanca, que al cabo de mucho tiempo se apaga gradualmente y pasa a ser una enana negra. El ritmo de evolución de la estrella depende entonces completamente de su masa (y por lo tanto de su posición en la línea oblicua). Las estrellas de gran masa de la región de las gigantes azules se dilatan y transforman en supergigantes rojas muchos miles de veces más deprisa que el Sol.