Respuesta corta: la energía potencial gravitacional se convierte en calor.

Veamos el Sol como ejemplo. su masa es$M_\odot = 2.0\times10^{30}\ \mathrm{kg}$y su radio es$R_\odot = 7.0\times10^8\ \mathrm{m}$. Si su densidad fuera uniforme, su energía de enlace gravitacional sería

¿De dónde vino el Sol? Algo así como una nube molecular gigante con una densidad de$2\times10^{-15}\ \mathrm{kg/m^3}$. La masa del Sol se habría extendido así sobre algo así como una esfera de radio$6\times10^{14}\ \mathrm{m}$, para una energía de enlace gravitacional de

Toda la$2.3\times10^{41}\ \mathrm{J}$tenía que ir a alguna parte, y el único lugar para descargar energía es en el calor. Las partículas de gas ganan velocidad a medida que caen en el pozo de potencial , pero no pierden esa velocidad porque nunca vuelven a salir del pozo.

Sin preocuparse por si el calentamiento es isobárico o isocórico o en algún punto intermedio, la capacidad calorífica del gas monoatómico es aproximadamente el doble de la constante del gas ideal, o$8.3\times10^3\ \mathrm{J\,K^{-1}\,kg^{-1}}$. A esta cantidad, para calentar todo$M_\odot$por la temperatura media del Sol (digamos$10^7\ \mathrm{K}$, en algún lugar entre las temperaturas del núcleo y la superficie), necesitaría aproximadamente$1.7\times10^{41}\ \mathrm{J}$de energía. Hay suficiente energía liberada por el colapso gravitacional para calentar el Sol a su temperatura actual. Puede hacer un análisis más detallado teniendo en cuenta cuánto enfriamiento se produce durante el colapso, pero la fuerte dependencia de la temperatura de la ley de Stephan-Boltzmann hace que sea difícil perder calor hacia el espacio hasta que el objeto ya está caliente. También estoy descuidando un factor de$2$que proviene de dividir la energía entre calentar el gas y comprimirlo.

Una vez que el material está tan caliente, simplemente brilla como cualquier emisor de cuerpo negro . La energía perdida en el espacio se repone mediante fusión nuclear en el núcleo. De hecho, la fusión actúa como un regulador: demasiada y la estrella se expande y se enfría, ralentizando la fusión; muy poco y la estrella colapsa aún más, calentándose más y aumentando la tasa de fusión.

En resumen, el colapso gravitacional proporciona la energía inicial para calentar una estrella. A medida que consume esta fuente de energía, comienza a aprovechar la fusión. En última instancia, alcanza un equilibrio en el que la energía producida por la fusión se equilibra con la energía irradiada al espacio.

No voy a intentar usurpar la respuesta perfectamente buena de Chris White, solo complete algunos detalles y responda la edición.

Para una estrella como el Sol, el colapso se produce en 4 etapas básicas, cada una de las cuales dura unas 10 veces más que la anterior.

1. Colapso pseudoesférico de la nube: no muy lejos de una escala de tiempo de caída libre, a menudo citada como unas pocas$10^4$años.

2. Fase clase I. La protoestrella central se acrecienta a partir de un disco que se alimenta de la envoltura que la rodea - unas pocas$10^5$años (para una estrella como el Sol). La mayor parte de la masa de la estrella se ensambla en las fases 1 y 2.

3. Fase clase II. La envoltura se dispersa, la acumulación a través de un disco continúa hacia la protoestrella central durante unos pocos millones de años (nuevamente, para una estrella como el Sol). La protoestrella normalmente sería de 2 a 5 veces su radio de secuencia principal en este punto.

4. Estrella sin disco de clase III. La acumulación de masa casi ha cesado y la estrella se contrae en la "escala de tiempo de Kelvin Helmholtz", básicamente su energía potencial gravitatoria dividida por su luminosidad. Este es el paso de tiempo más largo y depende de la masa. Son alrededor de 10 millones de años para una estrella como el Sol, pero 100 millones de años para una enana M. Por el contrario, todo lo anterior sucede mucho más rápido para las estrellas de mayor masa, donde el comienzo del colapso hasta la ignición podría tomar algunos$10^5$años en total.

Una estrella no es ni "llameante" ni "fuego" en el sentido en que usamos esas palabras sobre las cosas en la Tierra. Es solo una gran bola caliente de gas ionizado.

Lo único que le sucede es que se vuelve más caliente y más denso. En algún momento, la temperatura aumenta lo suficiente como para ionizar el gas. Más tarde, la fusión aún se vuelve posible a tasas que no desaparecen.

La energía para el calentamiento proviene de la gravedad, y la cantidad está bien descrita por el teorema del virial .

La protoestrella continúa encogiéndose y calentándose hasta que la energía producida por la fusión coincide con la perdida por la radiación de la superficie, momento en el cual el sistema está en equilibrio y deja de colapsar.

de hecho la respuesta es muy simple. Los electrones, protones y neutrones y otras partículas subatómicas no existen en el grado de proximidad al que las obligó a comenzar a colapsar. La fuerza gravitacional masiva supera las fuerzas de equilibrio que existen en la materia en su estado "normal" ("normal" aquí se refiere al estado de la nube de gas/polvo antes de que la fuerza gravitacional alcance los niveles de compresión estelar).

La compresión causada por la gravedad tiene que ir a alguna parte, por lo que la temperatura del cuerpo que colapsa aumenta. Cualquiera que haya inflado una llanta de bicicleta con una bomba manual ha experimentado el análogo de compresión de gas de la compresión molecular.

Obviamente, a medida que aumenta la temperatura, también aumenta la radiación de energía electromagnética, pero no lo suficientemente rápido como para que la estrella se enfríe.

No necesita ecuaciones y estadísticas de diámetro/masa para esta respuesta; esas hablan de la magnitud del efecto que no es realmente la pregunta del OP