La comprensión de la evolución estelar es crucial para nuestra concepción de la evolución del Universo. La materia se recicla continuamente a medida que las estrellas y las galaxias evolucionan y los procesos químicos dentro de las estrellas modelan el medio interestelar. La existencia de vida en la Tierra, y en otros planetas, depende de la química del Universo. 

La espectroscopia óptica e infrarroja de alta resolución del ELT nos permitirá realizar avances sin precedentes en este campo. Se utilizará el telescopio para calcular las edades de las estrellas más antiguas de nuestra galaxia (bulbo, disco, halo). Este análisis, combinado con datos de telescopios espaciales como la misión Gaia de la Agencia Espacial Europea, nos permitirá calcular no sólo la edad exacta de estrellas en nuestra galaxia, sino también fechar sus fases de congregación y comprender su evolución química.  

En el extremo de baja masa de la formación estelar, entramos en el reino de las enanas marrones, que son demasiado pequeñas para haber iniciado el proceso central de fusión nuclear que alimenta a las estrellas. Estos objetos son particularmente interesantes, ya que se prevé que tengan masas y propiedades atmosféricas entre estrellas y planetas gigantes. Sólo el ELT tiene el poder de recolección suficiente para investigar las débiles enanas marrones en cúmulos estelares abiertos cercanos. Además, el telescopio tiene resolución espacial para estudiar enanas marrones y objetos de masa planetaria en sistemas estelares binarios ultrafríos cercanos. El estudio de dichas estrellas binarias nos permitirá determinar con precisión las masas de estos enigmáticos objetos en diferentes etapas evolutivas.

Algunas estrellas mueren en explosiones de supernovas. Las primeras estrellas que encontraron esta muerte violenta sembraron el Universo primitivo con elementos químicos pesados, al expulsar carbono, oxígeno y hierro, entre otros, al medio interestelar. Estos elementos influyeron de manera decisiva en la formación de estrellas y galaxias y, en definitiva, resultaron imprescindibles para la evolución de la vida.  El ELT se utilizará para estudiar las explosiones de supernovas con exquisito detalle y para usarlas como sondas cósmicas. De hecho, las supernovas de tipo Ia proporcionan la evidencia más directa hasta la fecha de la expansión acelerada del Universo y, por lo tanto, de la existencia de la energía oscura que impulsa dicha aceleración. Con la combinación actual de telescopios terrestres de 8 metros y el Telescopio Espacial Hubble, podemos observar supernovas hasta una época en que el Universo tenía la mitad de su edad. La espectroscopia infrarroja del ELT, conjugada con las imágenes del telescopio espacial James Webb, nos permitirá ampliar la búsqueda de supernovas a desplazamientos al rojo más allá de 4, cuando el Universo tenía solo el 10% de su edad actual. Por lo tanto, los estudios de supernovas con el ELT contribuirán de manera crucial a caracterizar la naturaleza de la energía oscura e investigar la expansión cósmica en épocas tempranas. 

Los estallidos de rayos gamma constituyeron uno de los fenómenos más enigmáticos de la astronomía desde su descubrimiento en la década de 1960, hasta que recientemente se vincularon con éxito con la formación de agujeros negros de masa estelar y supernovas distantes que apuntan directamente a lo largo de nuestra línea de visión. Los estallidos de rayos gamma son las explosiones más energéticas observadas en el Universo y actualmente compiten por ser los objetos más lejanos jamás observados. El poder colector del ELT permitirá que se utilicen como balizas extremadamente distantes. Los astrónomos podrán detectar estos objetos en desplazamientos al rojo de 7 a 15, lo que llevará a la primera generación estelar (estrellas de población III) y a la época de la reionización del Universo, que se desconoce en gran medida. 

El desarrollo de grandes estructuras en el Universo puede explicarse con éxito en términos de crecimiento jerárquico en el marco de un modelo Lambda de Materia Oscura Fría. Sin embargo, aún no queda claro cómo asociar la materia oscura con la materia visible, y cómo explicar las diversas propiedades de las galaxias que vemos en el Universo actual. Las observaciones directas de grandes muestras de galaxias ya se han utilizado para mapear la tasa de formación estelar y cómo cambia con la edad del Universo, pero dado que la luz de las galaxias está dominada por las estrellas más jóvenes, la información sobre las estrellas más viejas subyacentes es limitada. Un problema similar afecta al análisis de la distribución de energía espectral de las galaxias, de las cuales sólo se pueden derivar edades promedio por luminosidad y metalicidad. Sólo resolviendo estrellas individuales, y trazando con precisión su brillo y temperatura de superficie en un diagrama color-magnitud, podremos medir con precisión la tasa de formación estelar en función del tiempo para trazar el registro fósil de la historia de formación estelar de galaxias cercanas individuales. 

El ELT se utilizará para investigar estrellas individuales en otras galaxias, incluyendo su cinemática y abundancia química. Al combinar esta información con las edades relativas de las estrellas, será posible reconstruir la historia del enriquecimiento químico de una galaxia y la variación temporal de las propiedades cinemáticas del componente estelar, como también de los componentes individuales de la galaxia. La resolución de estrellas individuales proporcionará herramientas cruciales para que los "arqueólogos galácticos" desentrañen la compleja formación y evolución de galaxias desde una perspectiva muy detallada, que implica mucho más que la determinación de las propiedades químicas y cinemáticas medias. Por ejemplo, la función de distribución de abundancias químicas codifica información sobre la historia del enriquecimiento químico de una galaxia desde los tiempos más remotos hasta el presente, y la distribución de las velocidades de la línea de visión de las estrellas arroja datos sobre el momento angular, el potencial gravitacional y los posibles eventos de acreción. Esta información se puede recopilar para componentes galácticos individuales (disco, halo, bulbo), que se estima siguen diferentes caminos evolutivos. 

El estudio de estrellas evolucionadas de baja masa, como la rama de las gigantes rojas (RGB), es crucial: dichas estrellas pueden ser casi tan antiguas como el Universo mismo y, por lo tanto, actuar como "fósiles vivientes". Se prevé que todas las estrellas generadas en los primeros episodios de formación estelar, hasta las creadas hace mil quinientos millones de años, evolucionan como estrellas RGB brillantes. Con la instrumentación actual en telescopios de 8-10 metros, sólo es posible hacer espectroscopía de estrellas RGB resueltas dentro de nuestro propio Grupo Local. Si bien este grupo de galaxias contiene una muestra considerable y variada de galaxias enanas, no alberga galaxias elípticas grandes y sólo un par de galaxias de disco pequeñas y grandes. La ampliación de estos estudios a unos 4 Mpc resulta fundamental para comprender la historia de la formación de diferentes tipos de galaxias, y para comparar la evolución de las galaxias de disco del Grupo Local con las de otros entornos. 

Las estrellas antiguas de baja masa son débiles y a menudo están apiñadas, por lo cual su estudio requiere de una combinación exigente de alta resolución espacial, sensibilidad de flujo y un alto rango dinámico. El Telescopio Espacial Hubble logró un gran avance en el estudio de las poblaciones estelares resueltas en galaxias cercanas, pero tuvo dificultades para resolver las de galaxias más allá de ~1 Mpc. El ELT podrá dar el salto necesario para impulsar nuestra capacidad de resolver estrellas individuales mucho más allá del Grupo Local y al centro de las galaxias gigantes más distantes.   

El ELT utilizará su conjunto de instrumentos para abordar este tema, utilizando enfoques diferentes y complementarios:   

• HARMONI será capaz de asegurar espectros en regiones densas con un radio efectivo de 0,5, alcanzando relaciones señal-ruido superiores a 10 en un muestreo de 10 mas en 10 horas.  
• MICADO proporcionará fotometría precisa en el infrarrojo cercano en regiones aglomeradas hasta magnitudes débiles. Esto significa que el instrumento podrá medir propiedades de la formación de estrellas de baja masa y, por lo tanto, la forma de la función de masa inicial en una amplia gama de entornos más allá de la Vía Láctea para determinar si es universal.  
• MOSAIC estudiará las muestras más grandes necesarias para explorar poblaciones enteras de galaxias, en comparación con HARMONI, que se enfocará en estrellas en regiones densas individuales.  
• ANDES permitirá hacer espectroscopia de alta resolución detallada en estrellas individuales, especialmente en enanas rojas muy débiles y gigantes rojas distantes en galaxias cercanas. Entre otras cosas, ANDES también explorará las estrellas más primitivas y medirá su composición química.