El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella.

Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética.

Sin embargo,  este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen parte de su evolución.

A las demás las ocultan la neblina atmosférica (nuestro cielo), sobre todo cerca del horizonte.

Las estrellas que podemos divisar son aquellas que componen la Vía Láctea, la misma es una galaxia.

Las galaxias son conjuntos de estrellas que por acción de la gravedad se hallan mas cercanas entre sí y parecen desplazarce alrededor de un punto situado en el interior del conjunto. Además en estas hay también gases y polvo interestelar. Se estima que en el Universo hay mas de 100.000 millones de galaxias que, a su vez, pueden estar constituidas por cientos de miles de millones de estrellas.

El hidrógeno es la parte fundamental de las estrellas. El gas circula por el espacio en nubes de polvo cósmico llamadas nebulosas. Con el tiempo, la gravedad hace que las nubes se condensen y se colapsen. A medida que se hacen más pequeñas, las nubes giran más rápido en espiral debido a la conservación del momento angular, el mismo principio que hace que una patinadora gire a mayor velocidad cuando acerca sus brazos al pecho.

La acumulación de la presión provoca un aumento de la temperatura en el interior de una estrella naciente, y la fusión nuclear comienza cuando la temperatura del núcleo de una estrella joven en desarrollo alcanza los 27 millones de grados Fahrenheit .

Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para los astrónomos, «metal» es todo elemento más pesado que el helio). Así, tras cada generación de supernovas la proporción de elementos pesados del medio interestelar aumenta. 

Mayores abundancias en metales tienen importantes efectos sobre la evolución estelar. Además, sólo los sistemas estelares con metalicidad lo suficientemente alta pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva una mayor probabilidad de formación de planetas, pero también contribuye a formar estrellas de menor masa.

Se denomina protoestrella al periodo de evolución de una estrella desde que una nube molecular formada de hidrógeno, helio y partículas de polvo empieza a contraerse hasta que la estrella alcanza la secuencia principal

Las estrellas evolucionan durante miles de millones de años. Cuando finaliza su fase de secuencia principal pasan a través de otros estados de existencia en función de su tamaño y otras características. Cuanto mayor sea la masa de una estrella, menor será su intervalo de vida.

A medida que las estrellas avanzan hacia el final de sus vidas, gran parte de su hidrógeno se ha convertido en helio.

El helio se hunde en el núcleo de la estrella aumentando su temperatura y provocando la expansión de su capa exterior. 

Estas estrellas grandes e hinchadas se conocen como gigantes rojas.

• Morena Dupuy
  
• Lara Pintos
  
• Valentina Diz
  

Las estrellas del cielo también pueden parecer de diferentes colores porque sus temperaturas no son iguales. Las estrellas calientes son blancas o azules, mientras que las más frías parecen tener tonos rojos o anaranjados.

En este proceso dos núcleos de átomos livianos de hidrógeno se "juntan" para originar otro de helio, que es más pesado. La masa de este núcleo final es algo menor que la suma de las masas de los núcleos originales, esa pequeñísima masa "desaparecida" se convierte en una gran cantidad de energía, la cual es liberada en forma de calor.

Las velocidades necesarias para "juntar" los núcleos de hidrógeno se logran gracias a las altísimas temperaturas del interior de la estrella, ya que cuanto mayor el la temperatura de un material, más energía cinética poseen las partículas que lo constituye.

Se ha calculado que en el Sol unas 657 toneladas de hidrógeno se transforman en 653 toneladas de helio por cada segundo. Los 4 millones de diferencia corresponden a la diferencia de masa que se emite en forma de energía.