Desde el Big Bang 8

 Estrellas jóvenes

Pero, siempre hay un pero, la estrella debe tener una temperatura adecuada:  si estuviese más caliente de lo necesario, las reacciones nucleares se acelerarían y todo el combustible nuclear se consumiría en un instante, por lo que la estrella, que de tonta no tiene ni un protón, regula su temperatura.
Cuando la temperatura sube en exceso, la presión del gas aumenta y hace que el volumen de la estrella se expanda, consiguiendo que se enfríe el núcleo (al expandirse disminuye la densidad de la materia y se escapa más fácilmente la radiación. En nuestra casa abrimos la ventana y entra la corriente de aire fresco), logrando nuevamente el equilibrio. Esta situación (expansión-contracción del núcleo) se prolongará durante millones o miles de millones de años, pues, curiosamente, cuanto más masiva es una estrella, más corta es su vida.

 Estrellas masivas

Hemos visto los esfuerzos que tiene que hacer nuestra estrella para vencer a la gravedad. Lógicamente, cuanto mayor es la masa, mayor es la gravedad, por lo que necesita más energía para vencerla, que se obtiene de quemar el combustible nuclear.
Más masa = mayor consumo de combustible = vida más corta.
En el ejemplo que estamos usando ( unas 15 masas solares y 10.000 veces más luminosa que nuestro sol), al cabo de  unos 10.000 millones de años casi todo el Hidrógeno se habría transformado ya en Helio, y la presión del núcleo comenzaría a descender, pues los átomos de Helio se mueven más lentamente que los de Hidrógeno por ser más pesados.
Al perder presión , el núcleo comienza a contraerse nuevamente y, por lo tanto, se recalienta, liberando energía a las capas más próximas al núcleo, que adquieren la temperatura necesaria para empezar a transformar el Hidrógeno en Helio.
Como consecuencia de este proceso la estrella se expande. Este proceso se prolonga durante cientos de miles de años, durante los cuales el núcleo sigue contrayéndose y se va consumiendo el Hidrógeno de las capas exteriores. 

Esquema de las capas solares.

Conforme transcurre el tiempo queda menos combustible y, por lo tanto el aporte de energía es menor, por lo que la superficie de la estrella se va enfriando y su luz se vuelve cada vez más roja.
La temperatura del núcleo alcanza la friolera de 100 millones de grados, y los átomos de Helio4 forman un raro elemento: el Berilio8, al que no le queda mucha vida por delante, aproximadamente 1 mil billonésima de segundo. Puede parecer poco, pero un átomo de Helio en libertad vive 100 millones de veces menos, por lo que se impone el espíritu de supervivencia, aliándose para forma Carbono12, mucho más estable y, lo que es más importante, base de la materia orgánica, es decir, de los seres vivos. El ser humano procede del corazón de las estrellas. Somos polvo de estrellas. Residuos estelares.

 Formación del carbono12.

Pero, siempre hay un pero, la formación del carbono desprende mucha menos energía que la formación del Helio, por lo que, para mantener la presión las reacciones nucleares deben acelerarse, y el helio se quema en apenas 1 millón de años. Las capas exteriores siguen quemando hidrógeno y continuan su expansión, mientras el núcleo sigue contrayéndose y su temperatura se eleva lo suficiente como para permitir que el Carbono12 colisione con el Helio4 y forme Oxígeno16 (que es lo que respiramos)
Así pues, nuestra estrella tiene 3 capas concéntricas:
-El núcleo, compuesto de Carbono y Oxígeno.
-Capa 1, (la más cercana al núcleo) que ya ha quemado el Hidrógeno y formado Helio.
-Capa 2, (la más exterior) que continua quemando el Hidrógeno que resta.

Esquema de la clasificación de las estrellas por su clase espectral. Lamento que esté en ingles, pero no he encontrado ninguna imagen similar en español. 

La temperatura se expresa en grados Kelvin, pero a esas magnitudes las diferencias con la escala en grados centígrados son mínimas (el 0 en centígrados equivale a 273 grados Kelvin).

Como unidad de medida del radio, de la masa y la luminosidad se usa el Sol =1.

Nube Opiuchi Spitzer.

Estas son las nubes de hidrógeno que al colapsar por la gravedad forman las estrellas.