Con la contracción aumenta el número de choques que tiene lugar entre las partículas, lo que produce ese aumento de temperatura.

Inicialmente esta nebulosa es enorme pero, debido a la atracción gravitatoria, se produce una aproximación de partículas y la nube se contrae.

Esta contracción provoca la aparición de un núcleo de condensación principal, un cuerpo más denso al que llamaremos protoestrella.

A la vez que se produce la condensación tiene lugar también un aumento de temperatura.
 

El origen de cualquier estrella hay que buscarlo en una nebulosa, una nube formada por gases tenues y fríos, sobre todo hidrógeno. 

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¿Cómo se inician esas reacciones nucleares?

Si bien la protoestrella tiene un cierto brillo no es comparable al brillo de la mayoría de las estrellas conocidas, como el Sol.

Parece ser que sólo se desencadenan en las protoestrellas que alcanzan una temperatura crítica, unos 10 millones de ºC.

En estas estrellas el brillo no se debe a choque de partículas sino a que en su interior se producen reacciones de fusión nuclear, el proceso más energético conocido.

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Este fenómeno, quizás el más violento de cuantos cabe imaginar en nuestro universo, se conoce como supernova.

Casi siempre la muerte está precedida de una periodo en el que la estrella se hincha y se convierte en una gigante roja. 

Las estrellas pasan por una fase de nacimiento (nebulosa, protoestrella), una fase de madurez (estrella amarilla como el Sol) y también por una fase de vejez y muerte.

Una primera posibilidad es que la estrella se vaya encogiendo y apagando paulatinamente.

La segunda posibilidad, propia de estrellas muy grandes, es que la estrella muera en una formidable explosión que expulsa el material estelar en todas direcciones y a gran velocidad.

Dos finales muy distintos esperan a las gigantes rojas, dependiendo de su tamaño.