Las Estrellas

Las Estrella (del latín: stella) es una esfera luminosa de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas y a su propia gravedad. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de la gravedad, la cual 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. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. Otras estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la Tierra. Históricamente, las estrellas más prominentes fueron agrupadas en constelaciones y asterismos, y las estrellas más brillantes ganaron nombres propios. Los astrónomos han compilado un extensivo catálogo, proporcionando designaciones estandarizadas a las estrellas.

Por lo menos una porción de su vida una estrella brilla debido a la fusión termonuclear del hidrógeno en helio en su núcleo, liberando energía que atraviesa el interior de la estrella y después se irradia hacia el espacio exterior. Cuando el hidrógeno en el núcleo de una estrella está casi agotado, casi todos los elementos más pesados que el helio producidos de forma natural son creados por nucleosíntesis estelar durante la vida de la estrella y, en algunas estrellas, por nucleosíntesis de supernovas cuando explotan. Al finalizar su vida, una estrella también puede contener materia degenerada. Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, metalicidad (composición química), y muchas otras propiedades de una estrella mediante la observación de su movimiento a través del espacio, su luminosidad y espectro, respectivamente. La masa total de una estrella es el principal determinante de su evolución y destino final. Otras características de una estrella, incluyendo el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de una estrella afecta a su rotación y movimiento. Una gráfica de dispersión de muchas estrellas que hace referencia a su luminosidad, magnitud absoluta, temperatura superficial y tipo espectral, conocido como el diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar la edad y el estado evolutivo de una estrella.

La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Cuando el núcleo estelar es suficientemente denso, el hidrógeno comienza a convertirse en helio a través de la fusión nuclear, liberando energía durante el proceso.

Observación histórica

Históricamente, las estrellas han sido importantes para las civilizaciones en todo el mundo. Han sido parte de las prácticas religiosas y se utilizan para la navegación celeste y la orientación. Muchos astrónomos antiguos creían que las estrellas estaban fijadas permanentemente a una esfera celestial y que eran inmutables. Por convención, los astrónomos agrupaban las estrellas en constelaciones y las usaban para rastrear los movimientos de los planetas y la posición inferida del Sol. El movimiento del Sol contra las estrellas de fondo (y el horizonte) fue utilizado para crear calendarios, que podrían ser utilizados para regular las prácticas agrícolas. El calendario gregoriano, a 2016 utilizado casi en todas partes del mundo, es un calendario solar basado en el ángulo del eje de rotación de la Tierra relativo a su estrella local, el Sol.

La carta estelar más antigua con fecha precisa fue el resultado de la antigua astronomía egipcia en 1534 aC. Los primeros catálogos de estrellas conocidos fueron compilados por los antiguos astrónomos babilónicos de Mesopotamia a finales del segundo milenio antes de Cristo, durante el período casita (ca. 1531-1155 aC).

El primer catálogo de estrellas de la astronomía griega fue creado por Aristilo en aproximadamente 300 AC, con la ayuda de Timocharis. El catálogo de estrellas de Hiparco (siglo II aC) incluía 1020 estrellas, y se utilizó para ensamblar el catálogo de estrellas de Ptolomeo. Hiparco es conocido por el descubrimiento de la primera nova registrada (nueva estrella). Muchas de las constelaciones y nombres de estrellas en uso hoy derivan de la astronomía griega.

A pesar de la aparente inmutabilidad de los cielos, los astrónomos chinos fueron conscientes de que podrían aparecer nuevas estrellas. En 185 dC, fueron los primeros en observar y escribir sobre una supernova, ahora conocida como SN 185. El evento estelar más brillante registrado de la historia fue la supernova SN 1006, que fue observada en 1006 y escrita por el astrónomo egipcio Ali ibn Ridwan y varios astrónomos chinos. La supernova SN 1054, que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo, también fue observada por los astrónomos chinos e islámicos.

Los astrónomos islámicos medievales dieron nombres árabes a muchas estrellas que todavía se usan hoy e inventaron numerosos instrumentos astronómicos que podían calcular las posiciones de las estrellas. Ellos construyeron los primeros grandes institutos de investigación de observatorios, principalmente con el propósito de producir catálogos Zij de estrellas. Entre estos, el astrónomo persa Abd Al-Rahman Al Sufi escribió el Libro de las Estrellas Fijas (964), que observó varias estrellas, conglomerados de estrellas (incluidas los Omicron Velorum y los cúmulos de Brocchi) y galaxias (incluida la Galaxia de Andrómeda). Según A. Zahoor, en el siglo XI, el erudito polímata persa Abu Rayhan Biruni describió la galaxia de la Vía Láctea como una multitud de fragmentos que tenían las propiedades de estrellas nebulosas y en 1019 también dio las latitudes de varias estrellas durante un eclipse lunar.

Según Josep Puig, el astrónomo andalusí Ibn Bajjah propuso que la Vía Láctea se compone de muchas estrellas que casi se tocan y parecen ser una imagen continua debido al efecto de la refracción del material sublunar, citando su observación de la conjunción de Júpiter y Marte en 500 AH (1106/1107 d. C.) como evidencia. Los primeros astrónomos europeos tales como Tycho Brahe identificaron nuevas estrellas en el cielo nocturno (más adelante denominado novae), sugiriendo que los cielos no eran inmutables. En 1584, Giordano Bruno sugirió que las estrellas eran como el Sol, y podrían tener otros planetas, posiblemente parecidos a la Tierra, en órbita alrededor de ellos, una idea que ya había sido sugerida anteriormente por los antiguos filósofos griegos, Demócrito y Epicuro, y por los cosmólogos islámicos medievales  como Fakhr al-Din al-Razi. En el siglo siguiente, la idea de que las estrellas eran iguales al Sol estaba llegando a un consenso entre los astrónomos. Para explicar por qué estas estrellas no ejercía ninguna fuerza gravitatoria neta sobre el sistema solar, Isaac Newton sugirió que las estrellas estaban igualmente distribuidas en todas las direcciones, una idea impulsada por el teólogo Richard Bentley.

En 1667, el astrónomo italiano Geminiano Montanari registró variaciones observadas en la luminosidad de la estrella Algol . Edmond Halley publicó las primeras mediciones del movimiento apropiado de un par de estrellas «fijas» cercanas, demostrando que estas habían cambiado posiciones desde el tiempo de los antiguos astrónomos griego Ptolomeo e Hiparco.

William Herschel fue el primer astrónomo que intentó determinar la distribución de las estrellas en el cielo. Durante la década de 1780 estableció una serie de medidores en 600 direcciones y contó las estrellas observadas a lo largo de cada línea de visión. De esto dedujo que el número de estrellas se elevaba constantemente hacia un lado del cielo, en dirección al núcleo de la Vía Láctea. Su hijo John Herschel repitió este estudio en el hemisferio sur y encontró un aumento correspondiente en la misma dirección. Además de sus otros logros, William Herschel también se destaca por su descubrimiento de que algunas estrellas no se encuentran simplemente a lo largo de la misma línea de visión, sino que también son compañeros físicos que forman sistemas de estrellas binarias.

La ciencia de la espectroscopia estelar fue iniciada por Joseph von Fraunhofer y Angelo Secchi. Comparando los espectros de estrellas como Sirio con el Sol, encontraron diferencias en la fuerza y el número de sus líneas de absorción —las líneas oscuras en un espectro estelar causadas por la absorción de la atmósfera de frecuencias específicas—. En 1865 Secchi comenzó a clasificar las estrellas por tipos espectrales.²⁹ Sin embargo, la versión moderna del esquema de clasificación estelar fue desarrollado por Annie J. Cannon durante los años 1900.

La primera medida directa de la distancia a una estrella (61 Cygni a 11,4 años luz) fue hecha en 1838 por Friedrich Bessel usando la técnica de paralaje. Las mediciones de paralaje demostraron la gran separación de las estrellas en los cielos.²³ La observación de las estrellas dobles ganó creciente importancia durante el siglo XIX. En 1834, Friedrich Bessel observó cambios en el movimiento propio de la estrella Sirius y dedujo un compañero oculto. En 1899, Edward Pickering descubrió el primer binario espectroscópico cuando observó la división periódica de las líneas espectrales de la estrella Mizar en un período de 104 días. Las observaciones detalladas de muchos sistemas estelares binarios fueron recogidas por astrónomos como Friedrich Georg Wilhelm von Struve y S. W. Burnham, permitiendo que las masas de estrellas se determinaran a partir de la computación de los elementos orbitales. En 1827, Felix Savary dio la primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias de observaciones telescópicas. El siglo XX vio avances cada vez más rápidos en el estudio científico de las estrellas. La fotografía se convirtió en una valiosa herramienta astronómica. Karl Schwarzschild descubrió que el color de una estrella y, por tanto, su temperatura, podía determinarse comparando la magnitud visual con la magnitud fotográfica. El desarrollo del fotómetro fotoeléctrico permitió mediciones precisas de la magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921 Albert A. Michelson hizo las primeras medidas de un diámetro estelar usando un interferómetro en el telescopio de Hooker en el Observatorio de Monte Wilson.

Durante las primeras décadas del siglo XX se produjeron importantes trabajos teóricos sobre la estructura física de las estrellas. En 1913, se desarrolló el diagrama Hertzsprung-Russell, impulsado el estudio astrofísico de las estrellas. Se desarrollaron modelos exitosos para explicar los interiores de las estrellas y la evolución estelar. En 1925 Cecilia Payne-Gaposchkin propuso por primera vez en su tesis doctoral de que las estrellas están hechas principalmente de hidrógeno y helio. Los espectros de las estrellas fueron entendidos más a fondo a través de los avances en la física cuántica. Esto permitió determinar la composición química de la atmósfera estelar.

Con excepción de las supernovas, las estrellas individuales se han observado principalmente en el Grupo Local, y especialmente en la parte visible de la Vía Láctea (como lo demuestran los detallados catálogos de estrellas disponibles para nuestra galaxia). Pero algunas estrellas se han observado en la galaxia M100 del cúmulo de Virgo, a unos 100 millones de años luz de la Tierra. En el Supercúmulo Local es posible ver clusters de estrellas, y los telescopios actuales podrían, en principio, observar estrellas individuales débiles en el Grupo Local (ver Cefeidas). Sin embargo, fuera del Supercúmulo local de galaxias, no se han observado ni estrellas ni cúmulos de estrellas. La única excepción es una débil imagen de un gran cúmulo estelar que contiene cientos de miles de estrellas situadas a una distancia de un billón de años luz³⁸ — diez veces más lejos del grupo de estrellas más distante previamente observado.

Designaciones

El concepto de constelación ya se conocía durante el período babilónico. Los antiguos observadores del cielo imaginaban que los arreglos prominentes de las estrellas formaban patrones, y los asociaban con aspectos particulares de la naturaleza o sus mitos. Doce de estas formaciones situadas a lo largo de la banda de la eclíptica y estos se convirtieron en la base de la astrología. Muchas de las estrellas individuales más prominentes también recibieron nombres, particularmente con designaciones árabes o latinas.

Así como ciertas constelaciones y el Sol mismo, las estrellas individuales tienen sus propios mitos. Para los antiguos griegos, algunas «estrellas», conocidas como planetas (griego πλανήτης (planētēs), que significa «vagabundo»), representaban varias deidades importantes, de las cuales se tomaron los nombres de los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. (Urano y Neptuno también eran dioses griegos y romanos, pero ninguno de los dos fue conocido en la antigüedad debido a su bajo brillo, y sus nombres fueron asignados por astrónomos posteriores).

Hacia 1600, los nombres de las constelaciones se usaron para nombrar las estrellas en las regiones correspondientes del cielo. El astrónomo alemán Johann Bayer creó una serie de mapas estelares y aplicó letras griegas como designaciones a las estrellas en cada constelación. Más tarde se inventó un sistema de numeración basado en la ascensión recta de la estrella y se agregó al catálogo de estrellas de John Flamsteed en su libro Historia coelestis Britannica (la edición de 1712), por lo que este sistema de numeración llegó a llamarse denominación de Flamsteed o numeración de Flamsteed.

La única autoridad internacionalmente reconocida para designar los cuerpos celestes es la Unión Astronómica Internacional (IAU). Esta asociación mantiene el Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estellas (WGSN) Que cataloga y normaliza los nombres propios de las estrellas. Un número de empresas privadas venden nombres de estrellas, que la Biblioteca Británica llama una empresa comercial no regulada. La AIU se ha desvinculado de esta práctica comercial y estos nombres no son reconocidos ni por la IAU, ni por los astrónomos profesionales, ni por la comunidad de astronomía aficionada. Una de esas firmas es el International Star Registry (Registro Internacional de Estrellas), que durante los años 80 fue acusado de prácticas engañosas por hacer parecer que el nombre asignado era oficial. Esta práctica de ISR ahora descontinuada fue informalmente etiquetada como una estafa y un fraude, y el Departamento de Asuntos del Consumidor de la Ciudad de Nueva York emitió una violación contra ISR por involucrarse en una práctica comercial engañosa.

Unidades de medida

Aunque los parámetros estelares puedan expresarse en unidades SI o unidades CGS, muchas veces es más conveniente expresar la masa, la luminosidad y los radios en unidades solares, sobre la base de las características del Sol. En el año 2015, la UAI definió un conjunto de valores nominales solares (definidos como constantes SI, sin incertidumbres) que pueden ser utilizados para citar parámetros estelares:

luminosidad solar nominal:	L⊙ = 3.828 × 1026 W 54
radio solar nominal	R⊙ = 6.957 × 108 m 54

La masa solar M_⊙ no fue definida explícitamente por la UAI debido a la gran incertidumbre relativa (10⁻⁴) de la constante gravitatoria newtoniana G. Sin embargo, dado que el producto de la constante gravitatoria newtoniana y la masa solar conjunta (GM_⊙) ha sido determinado a una precisión mucho mayor, la IAU definió el parámetro de masa solar nominal como:

parámetro de masa solar:

GM⊙ = 1.3271244 × 1020 m3 s−2

Sin embargo, se puede combinar el parámetro de masa solar nominal con la estimación CODATA más reciente (2014) de la constante gravitatoria newtoniana G para obtener una masa solar de aproximadamente 1.9885 × 10³⁰ kg. Aunque los valores exactos de la luminosidad, el radio, el parámetro de masa y la masa pueden variar ligeramente en el futuro debido a las incertidumbres observacionales, las constantes nominales de IAU de 2015 seguirán siendo los mismos valores SI, ya que siguen siendo útiles para citar parámetros estelares.

Las longitudes grandes, como el radio de una estrella gigante o el eje semi-mayor de un sistema estelar binario, se expresan muchas veces en términos de la unidad astronómica —aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol (150 millones de km o aproximadamente 93 millones de millas)—. En 2012, la AIU definió la constante astronómica como una longitud exacta en metros: 149.597.870.700 m.

Formación y evolución de las estrellas

Las estrellas se condensan en las regiones del espacio de mayor densidad, pero esas regiones son menos densas que dentro de una cámara de vacío. Dichas regiones, conocidas como nubes moleculares, consisten principalmente en hidrógeno, con alrededor de 23 a 28 por ciento de helio y algunos elementos más pesados. Un ejemplo de esta región formadora de estrellas es la Nebulosa de Orión. La mayoría de las estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de miles de estrellas.

Las estrellas masivas de estos grupos pueden iluminar poderosamente esas nubes, ionizar el hidrógeno y crear regiones H II. Tales efectos de retroalimentación, a partir de la formación estelar, pueden finalmente interrumpir la nube e impedir la formación de estrellas adicionales.

Todas las estrellas pasan la mayor parte de su existencia como estrellas de la secuencia principal, alimentadas sobre todo por la fusión nuclear del hidrógeno en el helio dentro de sus núcleos. Sin embargo, las estrellas de diferentes masas tienen propiedades marcadamente diferentes en varias etapas de su desarrollo. El destino final de estrellas más masivas difiere de las estrellas menos masivas, al igual que sus luminosidades y el impacto que tienen en su entorno. Por lo tanto, los astrónomos suelen agrupar a estrellas por su masa:

• Estrellas de masa muy baja, con masas por debajo de 0,5 M_☉, son completamente convectivas y distribuyen helio uniformemente por toda la estrella mientras están en la secuencia principal. Por lo tanto, nunca se someten a la quema del revestimiento ni se convierten en gigantes rojas sino que dejan de fundirse y pasan a ser enanas blancas de helio, enfriándose lentamente después de agotar su hidrógeno. Sin embargo, como la vida de las estrellas 0.5 M_☉ es más larga que la edad del universo, ninguna de esas estrellas ha alcanzado la etapa de enana blanca.

• Estrellas de masa baja, (incluyendo el Sol), con una masa entre 0,5 M_☉ y 1,8-2,5 M_☉ dependiendo de la composición, se convierten en gigantes rojas a medida que su núcleo de hidrógeno se agota y comienzan a quemar helio en el núcleo en un flash de helio; desarrollan un núcleo de carbono-oxígeno degenerado más tarde en la rama asintótica gigante; que finalmente sopla a su capa exterior como una nebulosa planetaria y deja detrás de su núcleo en forma de una enana blanca.

• Estrellas de masa intermedia, entre 1,8-2,5 M_☉ y 5-10 M_☉, pasan a través de etapas evolutivas similares a las estrellas de baja masa, pero después de un período relativamente corto en el apelotonamiento rojo se enciende el helio sin flash y pasan por un período prolongado en el Rojo antes de formar un núcleo de carbono-oxígeno degenerado.

• Estrellas masivas generalmente tienen una masa mínima de 7-10 M_☉ (posiblemente tan baja como 5-6 M_☉). Después de agotar el hidrógeno en el núcleo, estas estrellas se convierten en supergigantes y pasan a fundir elementos más pesados que el helio. Terminan su vida cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas.

Formación de estrellas

La formación de una estrella comienza con inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular, causada por regiones de mayor densidad —muchas veces desencadenada por la compresión de las nubes por radiación de estrellas masivas, por la expansión de burbujas en el medio interestelar, por la colisión de diferentes nubes moleculares o por la colisión de galaxias (como en una galaxia con brote estelar)—. Cuando una región alcanza una densidad suficiente de materia para satisfacer los criterios de la inestabilidad de Jeans, comienza a colapsarse bajo su propia fuerza gravitatoria.

A medida que colapsa la nube, los conglomerados individuales de polvo denso y gas forman «Glóbulo de Bok». Cuando este colapsa y aumenta la densidad, la energía gravitacional se convierte en calor y aumenta la temperatura. Cuando la nube protoestelar ha alcanzado aproximadamente la condición estable del equilibrio hidrostático, se forma un proto estrella en el núcleo.

Generalmente, estas estrellas de la secuencia pre-principal están rodeadas por un disco protoplanetario y están accionadas principalmente por la conversión de energía gravitacional. El período de la contracción gravitacional dura alrededor de 10 a 15 millones de años.

Las estrellas tempranas de menos de 2 M_☉ se llaman estrellas T Tauri, mientras que aquellas con mayor masa son las estrellas Herbig Ae/Be. Estas estrellas recién formadas emiten chorros de gas a lo largo de su eje de rotación, lo que puede reducir el momento angular de la estrella colapsante y dar lugar a pequeñas manchas de nebulosidad conocidas como objetos Herbig-Haro. Estos chorros, en combinación con la radiación de estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a alejar la nube circundante de la cual se formó la estrella.

Al principio de su desarrollo, las estrellas T Tauri siguen la trayectoria de Hayashi: se contraen y disminuyen en luminosidad mientras permanecen aproximadamente a la misma temperatura.

Se observa que la mayoría de las estrellas son miembros de sistemas estelares binarios, y las propiedades de esos binarios son el resultado de las condiciones en las que se formaron.

Una nube de gas debe perder su momento angular para colapsar y formar una estrella. La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento angular. La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento angular. Estas interacciones tienden a dividir más a los binarios separados (suaves), mientras también causa que los binarios duros pasen a estar vinculados más estrechamente. Esto produce la separación de los binarios en sus dos distribuciones de poblaciones observadas.

Secuencia principal

Las estrellas gastan alrededor del 90% de su existencia fusionando hidrógeno en helio a altas temperaturas y en reacciones de alta presión cerca del núcleo. Se afirma que dichas estrellas están en la secuencia principal, y se llaman estrellas enanas. A partir de la secuencia principal de la edad cero, la proporción de helio en el núcleo de una estrella aumentará constantemente, así como también la tasa de fusión nuclear en el núcleo también aumentará lentamente, al igual que la temperatura y luminosidad de la estrella. El Sol, por ejemplo, se estima que ha aumentado en luminosidad en un 40% desde que alcanzó la secuencia principal hace 4.600 millones (4.6 × 10⁹) de años atrás.

Cada estrella genera un viento estelar de partículas que causa un flujo continuo de gas hacia el espacio. Para la mayoría de las estrellas, la masa perdida es insignificante. El Sol pierde 10⁻¹⁴ M_☉ cada año, o alrededor de 0.01% de su masa total durante toda su vida útil. Sin embargo, las estrellas muy masivas pueden perder 10-7 a 10-5 M☉ cada año, afectando significativamente su evolución. Las estrellas que comienzan con más de 50 M_☉ pueden perder más de la mitad de su masa total mientras están en la secuencia principal.

El tiempo que una estrella gasta en la secuencia principal depende principalmente de la cantidad de combustible que tiene y de la velocidad a la que la fusiona. Se espera que el Sol viva 10 mil millones (10¹⁰) años. Las estrellas masivas consumen su combustible muy rápidamente y son de corta vida. Las estrellas de baja masa consumen su combustible muy lentamente. Estrellas de menos de 0,25 M_☉, llamadas enanas rojas, son capaces de fusionar casi toda su masa, mientras que las estrellas de alrededor de 1 M_☉ solo pueden fundir alrededor del 10% de su masa. La combinación de su lento consumo de combustible y su suministro relativamente grande de combustible utilizable permite que las estrellas de baja masa duren alrededor de un billón (10¹²) años; el más extremo de 0,08 M_☉ durará alrededor de 12 billones de años. Las enanas rojas se vuelven más calientes y luminosas cuando acumulan helio. Cuando finalmente se quedan sin hidrógeno, se contraen en una enana blanca y disminuye su temperatura. Sin embargo, dado que la vida útil de estas estrellas es mayor que la edad actual del universo (13,8 mil millones de años), no se espera que estrellas menores de aproximadamente 0,85 M se hayan movido de la secuencia principal.

Además de la masa, los elementos más pesados que el helio pueden desempeñar un papel significativo en la evolución de las estrellas. Los astrónomos etiquetan todos los elementos más pesados que los «metales» de helio, y llaman metalicidad a la concentración química de estos elementos en una estrella. La metalicidad de una estrella puede influir en el tiempo que tarda la estrella en quemar su combustible y controla la formación de sus campos magnéticos, que afecta la fuerza de su viento estelar. Las estrellas más viejas de la población II tienen sustancialmente menos metalicidad que las estrellas más jóvenes de la población I debido a la composición de las nubes moleculares de las que se formaron. Con el tiempo, tales nubes se enriquecen cada vez más en elementos más pesados a medida que las estrellas más viejas mueren y desprenden porciones de sus atmósferas.

Secuencia post principal

Como las estrellas de al menos 0,4 M_☉ agotan su suministro de hidrógeno en su núcleo, que comienzan a fundir el hidrógeno en una zona fuera del núcleo de helio. Sus capas externas se expanden y se refrescan mucho a medida que forman una gigante roja. En unos 5 mil millones de años, cuando el Sol entre en la fase de quema de helio, se expandirá hasta un radio máximo de aproximadamente 1 unidad astronómica (150 millones de kilómetros), 250 veces su tamaño actual y perderá el 30% de su masa actual.

A medida que la combustión de la cáscara de hidrógeno produce más helio, el núcleo aumenta en masa y temperatura. En un gigante rojo de hasta 2,25 M_☉, la masa del núcleo de helio se vuelve degenerada antes de la fusión de helio. Finalmente, cuando la temperatura aumenta lo suficiente, comienza explosivamente la fusión de helio en lo que se llama un flash de helio, y la estrella se contrae rápidamente en radio, aumenta su temperatura superficial y se mueve a la rama horizontal del diagrama HR. Para las estrellas más masivas, la fusión del núcleo de helio comienza antes de que el núcleo se degenere, y la estrella pasa algún tiempo en el grupo rojo, quemando lentamente helio, antes de que la envoltura convectiva externa se colapse y la estrella se mueva hacia la rama horizontal.

Después de que la estrella haya fundido el helio de su núcleo, se funde el producto de carbono produciendo un núcleo caliente con una envoltura externa de helio fusionado. Entonces la estrella sigue una trayectoria evolutiva llamada la rama asintótica gigante (AGB) que es paralela a la otra fase gigante roja descrita, pero con una luminosidad más alta. Las estrellas de AGB más masivas pueden experimentar un breve período de fusión de carbono antes de que el núcleo se degenere.

Estrellas masivas

Durante su fase de quema de helio, una estrella de más de nueve masas solares se expande para formar primero una supergigante azul y luego una roja. Las estrellas particularmente masivas pueden evolucionar a una estrella de Wolf-Rayet, caracterizada por espectros dominados por líneas de emisión de elementos más pesados que el hidrógeno, que han alcanzado la superficie debido a la fuerte convección y a la intensa pérdida de masa.

Cuando el helio se agota en el núcleo de una estrella masiva, el núcleo se contrae y la temperatura y presión se elevan lo suficiente como para fundir el carbono. véase proceso de quemado de carbono). Este proceso continúa, siendo las etapas sucesivas alimentadas por neón (ver proceso de combustión de neón), oxígeno (ver proceso de combustión de oxígeno) y silicio (ver proceso de combustión de silicio). Cerca del final de la vida de la estrella, la fusión continúa a lo largo de una serie de capas de la capa de la cebolla dentro de una estrella masiva. Cada capa funde un elemento diferente, con la cáscara más externa fundiendo el hidrógeno; La siguiente capa que funde el helio, y así sucesivamente.

La etapa final se produce cuando una estrella masiva comienza a producir hierro. Dado que los núcleos de hierro están más estrechamente unidos que cualquier núcleo más pesado, cualquier fusión más allá del hierro no produce una liberación neta de energía. Tal proceso procede en un grado muy limitado, pero consume energía. Del mismo modo, puesto que están más estrechamente unidos que todos los núcleos más ligeros, dicha energía no puede ser liberada por fisión.

Colapso

A medida que el núcleo de una estrella se contrae, aumenta la intensidad de la radiación de esa superficie, creando una presión de radiación tal en la capa externa del gas que empujará a esas capas, formando una nebulosa planetaria. Si lo que queda después de que la atmósfera externa haya sido derramada sea inferior a 1,4 M_☉, se reduce a un objeto relativamente pequeño del tamaño de la Tierra, conocido como una enana blanca. Las enanas blancas carecen de la masa como para que se produzca una compresión gravitacional adicional. La materia degenerada de electrones dentro de una enana blanca ya no es un plasma, a pesar de que las estrellas son generalmente conocidas como esferas de plasma. Eventualmente, las enanas blancas se desvanecen en enanas negras durante un período de tiempo muy largo.

En las estrellas más grandes, la fusión continúa hasta que el núcleo de hierro haya crecido tan grande (más de 1,4 M_☉) que ya no pueda soportar su propia masa. Este núcleo se derrumbará de repente a medida que sus electrones sean impulsados a sus protones, formando neutrones, neutrinos y rayos gamma en una explosión de captura de electrones y decaimiento beta inverso. La onda de choque formada por este repentino colapso hace que el resto de la estrella explote en una supernova. Estas se vuelven tan brillantes que pueden eclipsar brevemente a toda la galaxia madre de la estrella. Cuando ocurren dentro de la Vía Láctea, las supernovas han sido históricamente observadas por observadores de ojo desnudo como «nuevas estrellas» donde aparentemente ninguna existía antes.

Una explosión de supernova sopla las capas exteriores de la estrella, dejando un remanente tal como la Nebulosa del Cangrejo. El núcleo se comprime en una estrella de neutrones, que a veces se manifiesta como pulsar o erupción de rayos X. En el caso de las estrellas más grandes, el remanente es un agujero negro mayor de 4 M_☉ En una estrella de neutrones la materia está en un estado conocido como materia degenera de neutrones, con una forma más exótica de materia degenerada, materia QCD, presente posiblemente en el núcleo. Dentro de un agujero negro, la materia está en un estado que no se entiende a la primera década del siglo XXI.

Las capas externas sopladas de estrellas moribundas incluyen elementos pesados, que pueden ser reciclados durante la formación de nuevas estrellas. Estos elementos pesados permiten la formación de planetas rocosos. El flujo de las supernovas y el viento estelar de las grandes estrellas desempeñan un papel importante en la formación del medio interestelar.

Estrellas binarias

La evolución post-secuencia principal de las estrellas binarias puede ser significativamente diferente de la evolución de las estrellas individuales de la misma masa. Si las estrellas en un sistema binario son suficientemente cercanas, cuando una de las estrellas se expande para convertirse en una gigante roja puede desbordar su lóbulo de Roche, la región alrededor de una estrella donde el material está gravitacionalmente ligado a esa estrella, llevando a la transferencia de material al otro. Cuando se viola el lóbulo de Roche, puede resultar en una variedad de fenómenos, incluyendo binarios de contacto, binarios de envolvente común, variables cataclísmicas y supernovas del tipo Ia.

Agrupación y distribución estelar

Las estrellas no se extienden uniformemente a través del universo sino que se agrupan normalmente en galaxias junto con el gas interestelar y el polvo. Una galaxia típica contiene cientos de miles de millones de estrellas, y hay más de 100 mil millones (10¹¹) de galaxias en el universo observable. En 2010, una estimación del número de estrellas en el universo observable fue de 300 sextillones (3 × 10²³). Aunque muchas veces se cree que las estrellas solo existen dentro de las galaxias, se han descubierto estrellas intergalácticas.

Un sistema multiestrella consiste en dos o más estrellas ligadas gravitacionalmente que orbitan entre sí. El sistema multiestrella más simple y más común es una estrella binaria, pero también se encuentran sistemas de tres o más estrellas. Por razones de estabilidad orbital, tales sistemas multi-estrellas se organizan muchas veces en conjuntos jerárquicos de estrellas binarias. También existen grupos más grandes, llamados clústeres estelares. Éstas van desde asociaciones estelares sueltas con solo unas cuantas estrellas hasta enormes clústeres globulares con cientos de miles de estrellas. Tales sistemas orbitan su galaxia de acogida.

Desde hace mucho tiempo se ha asumido que la mayoría de las estrellas se encuentran en los sistemas de múltiples estrellas ligadas gravitacionalmente. Esto es particularmente cierto para estrellas de clase O y B muy masivas, donde se cree que el 80 % de las estrellas son parte de sistemas de múltiples estrellas. La proporción de sistemas de una sola estrella aumenta con la disminución de la masa estelar, de modo que se sabe que solo el 25 % de las enanas rojas tienen compañeros estelares. Debido a que el 85 % de todas las estrellas son enanas rojas, la mayoría de las estrellas en la Vía Láctea son posiblemente únicas desde el nacimiento.

La estrella más cercana a la Tierra, aparte del Sol, es Proxima Centauri, que está a 39,9 billones de kilómetros, o 4,2 años luz. Viajando a la velocidad orbital del transbordador espacial (8 kilómetros por segundo, casi 30 000 kilómetros por hora), tardarían unos 150 000 años en llegar. Esto es típico de separaciones estelares en discos galácticos. Las estrellas pueden estar mucho más cercanas entre sí en los centros de galaxias y en cúmulos globulares, o mucho más lejos en halos galácticos.

Debido a las distancias relativamente grandes entre las estrellas fuera del núcleo galáctico, se cree que las colisiones entre las estrellas son raras. En regiones más densas como el núcleo de los cúmulos globulares o el centro galáctico, las colisiones pueden ser más comunes. Tales colisiones pueden producir lo que se conoce como rezagados azules. Estas estrellas anormales tienen una temperatura superficial más alta que las otras estrellas de la secuencia principal con la misma luminosidad del conglomerado al que pertenecen.

Estrellas ligadas

Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90 % para estrellas masivas y desciende hasta el 50 % para estrellas de masa baja. Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.

Estrellas aisladas

No todas las estrellas mantienen uniones gravitatorias estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas responden, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Distribución estelar

Normalmente, las estrellas no están distribuidas uniformemente en el universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque solo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del sistema solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de este en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.

La navegación espacial y el posicionamiento estelar

A pesar de las enormes distancias que separan las estrellas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisión de sus posiciones, «son de gran utilidad para la navegación, para la orientación de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros» (The American Encyclopedia). Fueron la única forma que tuvieron los marinos para situarse en alta mar hasta el advenimiento de los sistemas electrónicos de posicionamiento hacia mediados del siglo XX. Véase Estrella (náutica).

Características

Algunas de las estrellas conocidas con sus colores aparentes y tamaños relativos.

Casi todo lo relacionado con una estrella está determinado por su masa inicial, incluyendo características tales como luminosidad, tamaño, evolución, vida útil y su destino final.

Edad

La mayoría de las estrellas tienen entre 1 mil millones y 10 mil millones de años de antigüedad. Algunas estrellas pueden incluso estar cerca de los 13.800 millones de años, la edad observada del universo. La estrella más antigua aún descubierta, HD 140283, apodada estrella de Methuselah, tiene una edad estimada de 14,46 ± 0,8 billones de años. (Debido a la incertidumbre en el valor, esta edad para la estrella no entra en conflicto con la edad del Universo, determinada por el satélite Planck como 13.799 ± 0.021).

Cuanto más masiva es la estrella, más corta es su vida útil, principalmente porque las estrellas masivas tienen una mayor presión sobre sus núcleos, haciendo que quemen el hidrógeno más rápidamente. Las estrellas más masivas duran un promedio de unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de masa mínima (enanas rojas) queman su combustible muy lentamente y pueden durar decenas a cientos de miles de millones de años.

Composición química

Cuando las estrellas se forman en la actual galaxia de la Vía Láctea, están compuestas por un 71% de hidrógeno y un 27% de helio, medido en masa, con una pequeña fracción de elementos más pesados. Típicamente, la porción de elementos pesados se mide en términos del contenido de hierro de la atmósfera estelar, ya que el hierro es un elemento común y sus líneas de absorción son relativamente fáciles de medir. La parte de los elementos más pesados puede ser un indicador de la probabilidad de que la estrella tenga un sistema planetario.

La estrella con el contenido de hierro más bajo jamás medido es la enana HE1327-2326, con solo 1 / 200,000º el contenido de hierro del Sol. Por el contrario, la estrella rica en super-metal μ Leonis tiene casi el doble de la abundancia de hierro que el Sol, mientras que la estrella planetaria 14 Herculis tiene casi el triple del hierro.

También existen estrellas químicamente peculiares que muestran abundancias inusuales de ciertos elementos en su espectro; especialmente cromo y tierras raras. Las estrellas con atmósferas exteriores más frías, incluyendo el Sol, pueden formar varias moléculas diatómicas y poliatómicas.

Diámetro

Las estrellas varían ampliamente en tamaño. En cada imagen de la secuencia, el objeto más a la derecha aparece como el objeto más a la izquierda en el siguiente panel. La Tierra aparece a la derecha en el panel 1 y el Sol es el segundo en el panel 3 desde la derecha. En el panel 6, la estrella más a la derecha es UY Scuti, la estrella más grande conocida.

Debido a su gran distancia de la Tierra, todas las estrellas excepto el Sol aparecen a simple vista como puntos brillantes en el cielo nocturno que titilan debido al efecto de la atmósfera de la Tierra. El Sol es también una estrella, pero está lo suficientemente cerca de la Tierra para aparecer en su lugar como un disco, y para proporcionar la luz del día. Aparte del Sol, la estrella con el mayor tamaño aparente es R Doradus, con un diámetro angular de solo 0,057 segundos de arco.

Los discos de la mayoría de las estrellas son demasiado pequeños en tamaño angular como para ser observados con los actuales telescopios ópticos terrestres, por lo que se requieren telescopios con interferómetro para producir imágenes de estos objetos. Otra técnica para medir el tamaño angular de las estrellas es a través de la ocultación. Mediante la medición exacta de la caída de brillo de una estrella que es ocultada por la Luna (o el aumento de brillo cuando reaparece), se puede calcular el diámetro angular de la estrella.

Las estrellas varían en tamaño yendo de las estrellas de neutrones, que varían de 20 a 40 km de diámetro, hasta las supergigantes como Betelgeuse en la constelación de Orión, que tiene un diámetro aproximadamente 1.070 veces el del Sol – alrededor de 1.490.171.880 km (925.949.878 mi). Sin embargo, Betelgeuse tiene una densidad mucho más baja que el Sol.

Cinemática

El movimiento de una estrella en relación con el Sol puede proporcionar información útil sobre el origen y la edad de una estrella, así como sobre la estructura y evolución de la galaxia circundante. Los componentes del movimiento de una estrella consisten en la velocidad radial hacia o desde el Sol, y el movimiento angular transversal, que se denomina su movimiento propio.

La velocidad radial se mide por el desplazamiento doppler de las líneas espectrales de la estrella, y se da en unidades de km/s. El movimiento propio de una estrella, su paralaje, está determinado por mediciones astrométricas precisas en unidades de mili-segundos de arco (mas) por año. Conociendo el paralaje de la estrella y su distancia, se puede calcular la velocidad de movimiento apropiada. Junto con la velocidad radial, se puede calcular la velocidad total. Es probable que las estrellas con altas tasas de movimiento propio estén relativamente cerca del Sol, lo que las convierte en buenas candidatas para las mediciones de paralaje.

Cuando se conocen ambas velocidades de movimiento, se puede calcular la velocidad espacial de la estrella en relación con el Sol o la galaxia. Entre las estrellas cercanas, se ha encontrado que por lo general las estrellas más jóvenes de la población I tienen velocidades más bajas que las estrellas más viejas de la población II. La comparación de la cinemática de las estrellas cercanas permitió a los astrónomos trazar su origen a puntos comunes en nubes moleculares gigantes, y se denominan asociaciones estelares.

Campo magnético

El campo magnético de una estrella se genera dentro de las regiones del interior donde ocurre la circulación convectiva. Este movimiento del plasma conductor funciona como una dinamo, donde el movimiento de las cargas eléctricas induce campos magnéticos, al igual que una dinamo mecánico. Esos campos magnéticos tienen una gran gama que se extienden a través y más allá de la estrella. La fuerza del campo magnético varía con la masa y composición de la estrella, y la cantidad de actividad superficial magnética depende de la velocidad de rotación de la estrella. Esta actividad superficial produce deportes estelares, que son regiones de campos magnéticos fuertes y temperaturas superficiales inferiores a las normales. Los lazos coronales arquean las líneas de flujo del campo magnético que se elevan de la superficie de una estrella a la atmósfera exterior de la misma, su corona. Los lazos coronales se pueden ver debido al plasma que conducen a lo largo de su longitud. Las llamaradas estelares son ráfagas de partículas de alta energía que se emiten debido a la misma actividad magnética.

Las estrellas jóvenes que giran rápidamente tienden a tener altos niveles de actividad superficial debido a su campo magnético. El campo magnético puede actuar sobre el viento estelar de una estrella, funcionando como un freno para disminuir gradualmente y con el tiempo la velocidad de rotación. Así, las estrellas más viejas como el Sol tienen una velocidad de rotación mucho más lenta y un nivel más bajo de actividad superficial. Los niveles de actividad de las estrellas que giran lentamente tienden a variar de una manera cíclica y pueden cerrarse por completo por periodos de tiempo. Por ejemplo, durante el Mínimo de Maunder, el Sol sufrió un período de 70 años con casi ninguna actividad de manchas solares.

Masa

Una de las estrellas más masivas conocidas es Eta Carinae, que, con 100-150 veces más masa que el Sol, tendrá una vida útil de solo varios millones de años. Los estudios de los cúmulos abiertos más masivos sugieren 150 M_☉ como límite superior para las estrellas en la era actual del universo. Esto representa un valor empírico para el límite teórico sobre la masa de estrellas en formación debido a la creciente presión de radiación sobre la nube de gas de acreción. Varias estrellas en el cúmulo R136 en la Gran Nube de Magallanes se han medido con masas más grandes, se ha determinado que podrían haber sido creados a través de la colisión y fusión de estrellas masivas en sistemas binarios cercanos, evitando el límite de 150_☉ en la formación de estrellas masivas.

Las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang pudieron haber sido más grandes, hasta 300 M_☉, debido a la ausencia completa de elementos más pesados que el litio en su composición. Es probable que esta generación de estrellas supermasivas de la población III haya existido en el universo muy temprano (es decir, se observa que tienen un alto desplazamiento al rojo) y puede haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno que son necesarios para la posterior formación de planetas y vida. En junio de 2015, los astrónomos informaron de pruebas de la estrellas de la población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en z = 6,60.

Con una masa solo 80 veces mayor que la de Júpiter (M_J), 2MASS J0523-1403 es la estrella más pequeña conocida que experimenta fusión nuclear en su núcleo. Para las estrellas con metalicidad similar al Sol, la masa mínima teórica que la estrella puede tener y todavía sufrir fusión en el núcleo, se estima que es de unos 75 M_J. Sin embargo, cuando la metalicidad es muy baja, el tamaño mínimo de las estrellas parece ser alrededor del 8,3% de la masa solar, o alrededor de 87M_J. Los cuerpos más pequeños llamados enanas marrones, ocupan un área gris mal definida entre las estrellas y los gigantes gaseosos.

La combinación del radio y la masa de una estrella determina su gravedad superficial. Las estrellas gigantes tienen una gravedad superficial mucho menor que las estrellas de la secuencia principal, mientras que lo contrario es el caso de las estrellas degeneradas y compactas como las enanas blancas. La gravedad superficial puede influir en la aparición del espectro de una estrella, con mayor gravedad causando un ensanchamiento de las líneas de absorción.

Rotación

La velocidad de rotación de las estrellas se puede determinar a través de la medición espectroscopica, o más exactamente determinado por el seguimiento de sus manchas estelares. Las estrellas jóvenes pueden tener una rotación de más de 100 km/s en el ecuador. Por ejemplo, la estrella de la clase B Achernar tiene una velocidad ecuatorial de unos 225 km/s o más, haciendo que su ecuador sea lanzado hacia fuera y le da un diámetro ecuatorial que es más del 50% mayor que entre los polos. Esta velocidad de rotación está justo por debajo de la velocidad crítica de 300 km/s, velocidad a la que la estrella se rompería. Por el contrario, el Sol gira una vez cada 25 – 35 días, con una velocidad ecuatorial de 1.994 km/s. El campo magnético de una estrella de secuencia principal y el viento estelar sirven para ralentizar su rotación en una cantidad significativa a medida que evoluciona en la secuencia principal.

Las estrellas degeneradas se han contraído en una masa compacta, dando como resultado una velocidad de rotación rápida. Sin embargo, tienen tasas de rotación relativamente bajas en comparación con lo que cabría esperar por la conservación del momento angular: la tendencia de un cuerpo giratorio a compensar una contracción del tamaño aumentando su velocidad de giro. Una gran parte del momento angular de la estrella se disipa como resultado de la pérdida de masa mediante el viento estelar. A pesar de esto, la velocidad de rotación de un pulsar puede ser muy rápida. Por ejemplo, el pulsar en el corazón de la nebulosa del Cangrejo gira 30 veces por segundo. La velocidad de rotación del pulsar disminuirá gradualmente debido a la emisión de radiación.

Temperatura

La temperatura superficial de una estrella de secuencia principal está determinada por la velocidad de producción de energía de su núcleo y por su radio, y por lo general se calcula a partir del índice de color de la estrella. La temperatura se da normalmente en términos de una temperatura efectiva, que es la temperatura de un cuerpo negro idealizado que irradia su energía a la misma luminosidad por superficie que la estrella. La temperatura en la región central de una estrella es de varios millones de grados Kelvin Kelvis.

La temperatura estelar determinará la velocidad de ionización de diversos elementos, dando lugar a líneas de absorción características en el espectro. La temperatura superficial de una estrella, junto con su magnitud absoluta visual y las características de absorción, se utiliza para clasificar una estrella (véase clasificación abajo).

Las estrellas más grandes de la secuencia principal pueden tener temperaturas superficiales de 50.000&nbspK. Las estrellas más pequeñas tales como el sol tienen temperaturas superficiales de algunos miles de K. Los gigantes rojos tienen temperaturas de superficie relativamente bajas de cerca de 3.600&nbspK; pero también tienen una alta luminosidad debido a su gran área de superficie exterior.

Radiación

La energía producida por las estrellas, producto de la fusión nuclear, irradia al espacio tanto radiación electromagnética como de radiación de partículas. Esta última, emitida por una estrella, se manifiesta como el viento estelar, que fluye desde las capas externas como protones cargados eléctricamente y partículas alfa y beta. Aunque casi sin masa, también existe un flujo constante de neutrinos que emanan del núcleo de la estrella.

La producción de energía en el núcleo es la razón por la cual las estrellas brillan tan intensamente: cada vez que dos o más núcleos atómicos se fusionan para formar un único núcleo atómico de un nuevo elemento más pesado, se liberan fotones de rayos gamma, producto de la fusión nuclear. Esta energía se convierte en otras formas de energía electromagnética de menor frecuencia, como la luz visible, cuando alcanza las capas exteriores de la estrella.

El color de una estrella, determinado por la frecuencia más intensa de la luz visible, depende de la temperatura de las capas exteriores de la estrella, incluida su fotosfera. Además de la luz visible, las estrellas también emiten formas de radiación electromagnética que son invisibles para el ojo humano. De hecho, la radiación electromagnética estelar abarca todo el espectro electromagnético, desde las longitudes de onda más largas de las ondas de radio pasando por el infrarrojo, la luz visible, ultravioleta, hasta las más cortas de los rayos X y los rayos gamma. Desde el punto de vista de la energía total emitida por una estrella, no todos los componentes de la radiación electromagnética estelar son significativos, pero todas las frecuencias proporcionan una visión de la física de la estrella.

Estructura estelar

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La estrella observada más antigua, HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de años.

Generación de energía en las estrellas

A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisión y las de fusión. Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el hierro, los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938, es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO).

Aun así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow.

Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composición.

Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75 % de hidrógeno y un 25 % de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 10⁷ K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón:

4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)

2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV)

Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:

4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV)

En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe.

En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 10⁸ K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa:

⁴He + ⁴He + 92 keV → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 keV → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7.4 MeV

La reacción global es:

3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

La estrella prototípica

El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada por los humanos. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones.

La masa del Sol es:

M_sol = 1,9891 × 10³⁰ kg

y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M_sol.

Clasificación

La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la cultura occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.

La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.

Tipos espectrales

Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.

La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.

Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:

Clases de luminosidad

La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño.

Ambos sistemas de clasificación son complementarios.

Aproximadamente un 10 % de todas las estrellas son enanas blancas, un 70 % son estrellas de tipo M, un 10 % son estrellas de tipo K y un 4 % son estrellas tipo G como el Sol. Tan solo un 1 % de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Clasificación gravitacional de estrellas

Las estrellas pueden clasificarse de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en el 2006. Esta clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y comúnmente usada.

Clasificación por centro gravitacional estelar

El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un sistema estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.

Clasificación de estrellas sistémicas por posición

Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites.

Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional

Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y, además, esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir, ninguna estrella gira alrededor de otra y más sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.

Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan estrellas o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.

Clasificación de estrellas por sistema planetario

Las estrellas que forman parte de un sistema planetario se denominan estrellas planetarias, entendiéndose por sistema planetario al conjunto de la estrella o sistema estelar central y los distintos cuerpos celestes (planetas, asteroides, cometas) que orbitan a su alrededor. Por contra, se denominan estrellas únicas a las que no poseen otros cuerpos que las orbiten. Los restos del interior de la estrella portan la energía fuera del núcleo a través de una serie combinatoria de procesos de radiación y convección. La presión interna de la estrella evita colapsarse aún más bajo su propia gravedad. Cuando se agota el combustible de hidrógeno en el núcleo, una estrella con al menos 0,4 veces la masa del Sol se expande hasta convertirse en una gigante roja cuando se agota el combustible de hidrógeno en su núcleo.  En algunos casos fusionando elementos más pesados en el núcleo o en capas externas alrededor del núcleo (como el carbono o el oxígeno). Entonces la estrella evoluciona hasta una forma degenerada, reciclando una porción de su materia en el medio interestelar, donde contribuirá a la formación de una nueva generación de estrellas. Mientras tanto, el núcleo se convierte en un remanente estelar: una enana blanca, una estrella de neutrones, o (si es lo suficientemente masiva) un agujero negro.

Los sistema binarios y multibinarios consisten de dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente entre sí, y por lo general se mueven una alrededor de la otra en órbitas estables. Cuando dos estrellas poseen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitatoria puede tener un impacto significativo en su evolución. Las estrellas pueden formar parte de estructuras unida gravitacionalmente entre sí mucho más grandes, tal como un cúmulo estelar o una galaxia.