Estrella para niños

Una estrella (del latín: stella) es un objeto astronómico que brilla con luz propia. Tiene forma de esfera y se mantiene unida por su propia gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. Otras estrellas se pueden ver a simple vista desde la Tierra por la noche. Parecen puntos de luz fijos en el cielo debido a lo lejos que están.

Antiguamente, las estrellas más brillantes se agrupaban en constelaciones y asterismos, y las más brillantes tenían nombres propios. Los astrónomos han creado muchos catálogos para darles nombres estándar. Sin embargo, la mayoría de las estrellas en el Universo, incluyendo todas las que están fuera de nuestra galaxia, la Vía Láctea, no se pueden ver a simple vista desde la Tierra. De hecho, la mayoría son invisibles incluso con telescopios muy potentes.

Durante gran parte de su vida, una estrella brilla porque en su centro, el hidrógeno se convierte en helio mediante un proceso llamado fusión termonuclear. Esto libera energía que viaja por el interior de la estrella y luego se irradia hacia el espacio exterior. Casi todos los elementos naturales más pesados que el helio se forman dentro de las estrellas. Cerca del final de su vida, una estrella también puede contener materia degenerada. Los astrónomos pueden saber la masa, edad, composición química y otras características de las estrellas observando cómo se mueven, cuánto brillan y su espectro. La masa total de una estrella es lo más importante para saber cómo evolucionará y cuál será su final. Otras características, como el tamaño y la temperatura, cambian a lo largo de su vida. Un gráfico especial llamado diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R) ayuda a determinar la edad y el estado de una estrella.

La vida de una estrella comienza cuando una nube de gas, hecha principalmente de hidrógeno y helio, se encoge por su propia gravedad. Cuando el centro de la estrella se vuelve lo suficientemente denso, el hidrógeno empieza a convertirse en helio mediante la fusión nuclear, liberando energía. La presión dentro de la estrella evita que se siga encogiendo. Cuando el hidrógeno se agota, una estrella con al menos 0.4 veces la masa del Sol se expandirá y se convertirá en una gigante roja. Luego, la estrella evoluciona, expulsando parte de su materia al espacio, lo que ayudará a formar nuevas estrellas. Mientras tanto, el centro se convierte en un remanente estelar: una enana blanca, una estrella de neutrones, o (si es muy masiva) un agujero negro.

Los sistemas binarios y multiestelares tienen dos o más estrellas unidas por la gravedad, que suelen girar una alrededor de la otra. Las estrellas unidas por la gravedad pueden formar parte de estructuras más grandes, como cúmulos estelares o galaxias.

Observación histórica de las estrellas

Las estrellas han sido muy importantes para las civilizaciones de todo el mundo. Han formado parte de creencias y se usaron para la navegación y la orientación. Muchos astrónomos antiguos creían que las estrellas estaban fijas en una esfera en el cielo y no cambiaban. Los astrónomos agrupaban las estrellas en constelaciones para seguir el movimiento de los planetas y la posición del Sol. El movimiento del Sol con respecto a las estrellas de fondo se usaba para crear calendarios, útiles para la agricultura. El calendario gregoriano, que usamos hoy, se basa en el Sol.

El mapa de estrellas más antiguo que se conoce con una fecha precisa es de la antigua astronomía egipcia en el año 1534 a. C. Los primeros catálogos de estrellas fueron hechos por astrónomos de Mesopotamia a finales del segundo milenio a. C.

El primer catálogo de estrellas en la astronomía griega fue creado por Aristilo alrededor del 300 a. C. El catálogo de estrellas de Hiparco (siglo II a. C.) incluía 1020 estrellas y fue usado por Ptolomeo. Hiparco descubrió la primera nova (estrella nueva) registrada. Muchas constelaciones y nombres de estrellas que usamos hoy vienen de la astronomía griega.

Aunque el cielo parecía inmutable, los astrónomos chinos sabían que podían aparecer nuevas estrellas. En el año 185 d. C., fueron los primeros en observar y escribir sobre una supernova, ahora conocida como SN 185. La supernova SN 1006 fue el evento estelar más brillante registrado en la historia, observada en el año 1006 por el astrónomo egipcio Ali ibn Ridwan y varios astrónomos chinos. La supernova SN 1054, que formó la Nebulosa del Cangrejo, también fue observada por astrónomos chinos e islámicos.

Los astrónomos islámicos medievales dieron nombres árabes a muchas estrellas que aún se usan hoy. También inventaron muchos instrumentos astronómicos para calcular las posiciones de las estrellas. Construyeron los primeros grandes observatorios para crear catálogos de estrellas. El astrónomo persa Abd Al-Rahman Al Sufi escribió el Libro de las Estrellas Fijas (964), donde observó varias estrellas, grupos de estrellas y galaxias (como la Galaxia de Andrómeda). En el siglo XI, el sabio persa Abu Rayhan Biruni describió la Vía Láctea como una multitud de estrellas y en 1019 también dio las posiciones de varias estrellas durante un eclipse lunar.

El astrónomo andalusí Ibn Bajjah sugirió que la Vía Láctea estaba formada por muchas estrellas muy cercanas que parecían una imagen continua debido a la refracción de la luz.

Los primeros astrónomos europeos, como Tycho Brahe, identificaron nuevas estrellas en el cielo nocturno (llamadas novas), lo que sugería que los cielos no eran inmutables. En 1584, Giordano Bruno propuso que las estrellas eran como el Sol y podrían tener otros planetas orbitando a su alrededor, una idea que ya habían tenido filósofos griegos como Demócrito y Epicuro. En el siglo siguiente, la idea de que las estrellas eran como el Sol se hizo común entre los astrónomos.

En 1667, el astrónomo italiano Geminiano Montanari registró cambios en el brillo de la estrella Algol. Edmond Halley publicó las primeras mediciones del movimiento propio de algunas estrellas "fijas" cercanas, mostrando que habían cambiado de posición desde la época de los astrónomos griegos Ptolomeo e Hiparco.

William Herschel fue el primer astrónomo que intentó determinar cómo se distribuían las estrellas en el cielo. Contó las estrellas en 600 direcciones y descubrió que el número de estrellas aumentaba hacia el centro de la Vía Láctea. Su hijo John Herschel repitió este estudio en el hemisferio sur y encontró lo mismo. William Herschel también descubrió que algunas estrellas no solo estaban en la misma línea de visión, sino que estaban unidas.

La ciencia de la espectroscopia astronómica fue iniciada por Joseph von Fraunhofer y Angelo Secchi. Comparando los espectros de estrellas como Sirio con el Sol, encontraron diferencias en las líneas oscuras (líneas de absorción) causadas por la atmósfera de la estrella. En 1865, Secchi empezó a clasificar las estrellas por tipos espectrales. La versión moderna de esta clasificación fue desarrollada por Annie J. Cannon en la década de 1900.

La primera medición 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. Estas mediciones mostraron lo lejos que están las estrellas. La observación de estrellas dobles se hizo más importante en el siglo XIX. En 1834, Friedrich Bessel notó cambios en el movimiento de Sirio e infirió que tenía una compañera oculta. En 1899, Edward Pickering descubrió la primera binaria espectroscópica al observar cambios periódicos en las líneas espectrales de la estrella Mizar. Las observaciones detalladas de muchos sistemas binarios permitieron calcular las masas de las estrellas. En 1827, Felix Savary resolvió cómo calcular la órbita de estrellas binarias a partir de observaciones. El siglo XX vio avances rápidos en el estudio de las estrellas. La fotografía se convirtió en una herramienta valiosa. Karl Schwarzschild descubrió que el color de una estrella, y por lo tanto su temperatura, podía determinarse comparando su magnitud visual con su magnitud fotográfica. El fotómetro fotoeléctrico permitió mediciones precisas del brillo. En 1921, Albert A. Michelson hizo las primeras mediciones del diámetro de una estrella usando un interferómetro en el telescopio Hooker del Observatorio de Monte Wilson.

En las primeras décadas del siglo XX, se hicieron importantes trabajos teóricos sobre la estructura de las estrellas. En 1913, se desarrolló el diagrama Hertzsprung-Russell, que impulsó el estudio de las estrellas. Se crearon modelos para explicar el interior y la evolución de las estrellas. En 1925, Cecilia Payne-Gaposchkin propuso en su tesis doctoral que las estrellas están hechas principalmente de hidrógeno y helio. Los espectros de las estrellas se entendieron mejor gracias a los avances en la física cuántica. Esto permitió determinar la composición química de la atmósfera estelar.

Con la excepción de las supernovas, las estrellas individuales se han observado principalmente en el Grupo Local de galaxias, y especialmente en la parte visible de la Vía Láctea. Pero se han observado algunas estrellas en la galaxia M100 del cúmulo de Virgo, a unos 100 millones de años luz de la Tierra. Fuera del Supercúmulo local de galaxias, no se han observado estrellas individuales ni cúmulos de estrellas, salvo una débil imagen de un gran cúmulo estelar a un billón de años luz.

Nombres de las estrellas

El concepto de constelación ya existía en el período babilónico. Los antiguos observadores del cielo imaginaron que las estrellas formaban dibujos y los asociaron con la naturaleza o sus mitos. Doce de estas formaciones estaban a lo largo del plano de la eclíptica y se convirtieron en la base de la astrología. Muchas estrellas brillantes también recibieron nombres propios, especialmente árabes o latinos.

Además de las constelaciones y el Sol, las estrellas individuales tienen sus propios mitos. Para los antiguos griegos, algunos "estrellas", conocidas como planetas (griego πλανήτης (planētēs), que significa "vagabundo"), representaban dioses importantes, de los cuales se tomaron los nombres de los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Urano y Neptuno también eran dioses, pero no se conocían en la antigüedad por 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 esas regiones del cielo. El astrónomo alemán Johann Bayer creó mapas estelares y usó letras griegas para nombrar las estrellas en cada constelación. Más tarde, se inventó un sistema de numeración basado en la posición de la estrella y se añadió al catálogo de estrellas de John Flamsteed, por lo que este sistema se llamó denominación de Flamsteed.

La única autoridad internacional que nombra los cuerpos celestes es la Unión Astronómica Internacional (IAU). Esta asociación tiene un grupo que cataloga y estandariza los nombres de las estrellas. Algunas empresas privadas venden nombres de estrellas, pero la IAU no reconoce estos nombres, ni los astrónomos profesionales ni los aficionados. Una de estas empresas fue acusada de prácticas engañosas por dar a entender que el nombre asignado era oficial.

Unidades de medida de las estrellas

Aunque las características de las estrellas se pueden expresar en unidades SI, a menudo es más fácil usar unidades solares, basadas en las características del Sol. En 2015, la UAI definió valores nominales solares para la luminosidad y el radio:

• Luminosidad solar nominal: L_⊙ = 3.828 × 10²⁶ W
• Radio solar nominal: R_⊙ = 6.957 × 10⁸ m

La masa solar M_⊙ no fue definida explícitamente por la UAI debido a la incertidumbre de la constante gravitatoria G. Sin embargo, el producto de la constante gravitatoria y la masa solar (GM_⊙) se conoce con mayor precisión, por lo que la IAU definió el parámetro de masa solar nominal como:

• Parámetro de masa solar: GM_⊙ = 1.3271244 × 10²⁰ m³ s⁻²

Combinando este valor con la estimación más reciente de G, se obtiene una masa solar de aproximadamente 1.9885 × 10³⁰ kg.

Las distancias grandes, como el radio de una estrella gigante o el eje semi-mayor de un sistema binario, a menudo se expresan en unidad astronómicas (UA), que es la distancia media entre la Tierra y el Sol (150 millones de km). En 2012, la UAI definió la unidad astronómica como una longitud exacta en metros: 149 597 870 700 m.

Cómo nacen y evolucionan las estrellas

Las estrellas se forman en las regiones más densas del espacio, aunque estas regiones son menos densas que el interior de una cámara de vacío. Estas regiones, llamadas nubes moleculares, están compuestas principalmente de hidrógeno, helio y algunos elementos más pesados. Un ejemplo es la Nebulosa de Orión. La mayoría de las estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de miles.

Las estrellas masivas en estos grupos pueden iluminar las nubes, ionizar el hidrógeno y crear regiones H II. Estos efectos pueden dispersar la nube e impedir que se formen más estrellas.

Todas las estrellas pasan la mayor parte de su vida como estrellas de la secuencia principal, donde fusionan hidrógeno en helio en sus núcleos. Sin embargo, las estrellas de diferentes masas tienen propiedades distintas en varias etapas de su desarrollo. El destino final de las estrellas más masivas es diferente al de las menos masivas, al igual que su brillo y su impacto en el entorno. Por eso, los astrónomos suelen agrupar las estrellas por su masa:

• Estrellas de masa muy baja: Con menos de 0.5 M_☉, son completamente convectivas (el calor se mueve por todo el interior) y distribuyen el helio uniformemente. Nunca se convierten en gigantes rojas, sino que dejan de fusionar y se convierten en enanas blancas de helio, enfriándose lentamente. Sin embargo, como la vida de estas estrellas es más larga que la edad del universo, ninguna ha llegado aún a la etapa de enana blanca.

• Estrellas de masa baja (incluido el Sol): Con una masa entre 0.5 M_☉ y 1.8-2.5 M_☉, se convierten en gigantes rojas cuando su hidrógeno se agota y empiezan a quemar helio en el núcleo. Finalmente, expulsan su capa exterior como una nebulosa planetaria y dejan un núcleo en forma de enana blanca.

• Estrellas de masa intermedia: Entre 1.8-2.5 M_☉ y 5-10 M_☉, pasan por etapas similares a las estrellas de baja masa, pero queman helio sin un "flash" y tienen un período más largo antes de formar un núcleo de carbono-oxígeno.

• Estrellas masivas: Generalmente con una masa mínima de 7-10 M_☉ (posiblemente tan baja como 5-6 M_☉). Después de agotar el hidrógeno, se convierten en supergigantes y fusionan elementos más pesados. Terminan su vida cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas.

Cómo nacen las estrellas

El nacimiento de una estrella comienza con la inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular. Esto puede ser causado por la compresión de las nubes por la radiación de estrellas masivas, la expansión de burbujas en el espacio, la colisión de nubes moleculares o la colisión de galaxias. Cuando una región alcanza suficiente densidad, empieza a encogerse por su propia gravedad.

A medida que la nube se encoge, se forman "glóbulo de Bok" de polvo y gas. Al encogerse y aumentar la densidad, la energía gravitacional se convierte en calor y la temperatura sube. Cuando la nube protoestelar alcanza un equilibrio, se forma una protoestrella en el centro.

Estas estrellas jóvenes suelen estar rodeadas por un disco protoplanetario y se alimentan principalmente de la energía gravitacional. Su período de contracción dura entre 10 y 15 millones de años.

Las estrellas jóvenes de menos de 2 M_☉ se llaman estrellas T Tauri, mientras que las más masivas son 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 giro de la estrella y dar lugar a pequeñas nebulosidades llamadas objetos Herbig-Haro.

Al principio de su desarrollo, las estrellas T Tauri siguen una trayectoria específica: se encogen y disminuyen su brillo mientras mantienen una temperatura similar.

La mayoría de las estrellas forman parte de sistemas binarios, y las propiedades de estos sistemas son el resultado de las condiciones en las que se formaron.

Una nube de gas debe perder su giro para colapsar y formar una estrella. La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese giro.

La secuencia principal

Las estrellas pasan alrededor del 90% de su vida fusionando hidrógeno en helio a altas temperaturas y presiones en su núcleo. Se dice que estas estrellas están en la secuencia principal y se llaman estrellas enanas. A medida que envejecen, la cantidad de helio en el núcleo aumenta, la fusión nuclear se acelera y la temperatura y el brillo de la estrella aumentan lentamente. Por ejemplo, se estima que el Sol ha aumentado su brillo en un 40% desde que llegó a la secuencia principal hace 4600 millones de años.

Cada estrella emite un viento estelar de partículas que fluye continuamente hacia el espacio. Para la mayoría de las estrellas, la masa perdida es muy pequeña. El Sol pierde una cantidad minúscula de su masa cada año, alrededor del 0.01% de su masa total durante toda su vida. Sin embargo, las estrellas muy masivas pueden perder mucha más masa cada año, lo que afecta 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 pasa en la secuencia principal depende principalmente de la cantidad de combustible que tiene y de la velocidad a la que lo fusiona. Se espera que el Sol viva 10 mil millones de años. Las estrellas masivas consumen su combustible muy rápido y viven poco tiempo. Las estrellas de baja masa consumen su combustible muy lentamente. Las estrellas de menos de 0.25 M_☉, llamadas enanas rojas, pueden fusionar casi toda su masa, mientras que las estrellas de alrededor de 1 M_☉ solo pueden fusionar alrededor del 10% de su masa. La combinación de su lento consumo de combustible y su gran suministro de combustible permite que las estrellas de baja masa duren alrededor de un billón de años. Las enanas rojas se vuelven más calientes y brillantes a medida que acumulan helio. Cuando finalmente se quedan sin hidrógeno, se encogen en una enana blanca y su temperatura disminuye. Sin embargo, como la vida útil de estas estrellas es mayor que la edad actual del universo (13.8 mil millones de años), no se espera que las 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 influir en la evolución de las estrellas. Los astrónomos llaman "metales" a todos los elementos más pesados que el helio, y llaman metalicidad a la cantidad de estos elementos en una estrella. La metalicidad de una estrella puede influir en el tiempo que tarda en quemar su combustible y controla la formación de sus campos magnéticos, lo que afecta la fuerza de su viento estelar. Las estrellas más antiguas tienen menos metales que las estrellas más jóvenes, debido a la composición de las nubes de las que se formaron. Con el tiempo, estas nubes se enriquecen con elementos más pesados a medida que las estrellas más viejas mueren y liberan partes de sus atmósferas.

Después de la secuencia principal

Cuando las estrellas de al menos 0.4 M_☉ agotan su hidrógeno en el núcleo, empiezan a fusionar hidrógeno en una zona alrededor del núcleo de helio. Sus capas externas se expanden y se enfrían mucho, formando una gigante roja. En unos 5 mil millones de años, cuando el Sol entre en esta fase, se expandirá hasta un radio de aproximadamente 1 unidad astronómica (150 millones de kilómetros), 250 veces su tamaño actual, y perderá el 30% de su masa.

A medida que la combustión de la capa de hidrógeno produce más helio, el núcleo aumenta de masa y temperatura. En una gigante roja de hasta 2.25 M_☉, la masa del núcleo de helio se vuelve muy densa antes de que comience la fusión de helio. Finalmente, cuando la temperatura sube lo suficiente, la fusión de helio comienza de forma explosiva en lo que se llama un "flash de helio", y la estrella se encoge rápidamente, aumenta su temperatura superficial y se mueve a la rama horizontal del diagrama HR. Para las estrellas más masivas, la fusión del helio en el núcleo comienza antes de que el núcleo se vuelva denso, y la estrella pasa un tiempo quemando helio lentamente antes de que la envoltura exterior se colapse y la estrella se mueva a la rama horizontal.

Después de que la estrella ha fusionado el helio de su núcleo, fusiona el carbono, produciendo un núcleo caliente con una capa exterior de helio en fusión. Entonces la estrella sigue una trayectoria llamada rama asintótica gigante (AGB), similar a la fase de gigante roja, pero con mayor brillo. Las estrellas AGB más masivas pueden experimentar un breve período de fusión de carbono antes de que el núcleo se vuelva denso.

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 muy masivas pueden evolucionar a una estrella de Wolf-Rayet, que se caracteriza por espectros dominados por líneas de emisión de elementos más pesados que el hidrógeno que han llegado a la superficie debido a la fuerte convección y la intensa pérdida de masa.

Cuando el helio se agota en el núcleo de una estrella masiva, el núcleo se encoge y la temperatura y presión suben lo suficiente como para fusionar el carbono. Este proceso continúa, con etapas sucesivas alimentadas por neón, oxígeno y silicio. Cerca del final de la vida de la estrella, la fusión continúa en varias capas dentro de la estrella masiva. Cada capa fusiona un elemento diferente; la capa más externa fusiona hidrógeno, la siguiente helio, y así sucesivamente.

La etapa final ocurre cuando una estrella masiva empieza a producir hierro. Como los núcleos de hierro están más unidos que cualquier núcleo más pesado, cualquier fusión más allá del hierro no libera energía. Este proceso consume energía.

Colapso de las estrellas

A medida que el núcleo de una estrella se encoge, la intensidad de la radiación de su superficie aumenta, creando una presión de radiación que empuja las capas externas de gas, formando una nebulosa planetaria. Si lo que queda después de que la atmósfera exterior se ha desprendido es menos de 1.4 M_☉, se reduce a un objeto relativamente pequeño del tamaño de la Tierra, conocido como enana blanca. Las enanas blancas no tienen suficiente masa para una compresión gravitacional adicional. La materia degenerada de electrones dentro de una enana blanca ya no es un plasma. Finalmente, las enanas blancas se desvanecen en enanas negras durante un tiempo muy largo.

En las estrellas más grandes, la fusión continúa hasta que el núcleo de hierro ha crecido tanto (más de 1.4 M_☉) que ya no puede soportar su propia masa. Este núcleo se colapsará de repente a medida que sus electrones sean empujados hacia sus protones, formando neutrones, neutrinos y rayos gamma en una explosión. La onda de choque formada por este colapso repentino hace que el resto de la estrella explote en una supernova. Estas se vuelven tan brillantes que pueden eclipsar brevemente a toda la galaxia de la estrella. Cuando ocurren en la Vía Láctea, las supernovas han sido descritas históricamente por observadores a simple vista como "nuevas estrellas" donde aparentemente antes no existía ninguna.

Una explosión de supernova expulsa las capas exteriores de la estrella, dejando un remanente como la Nebulosa del Cangrejo. El núcleo se comprime en una estrella de neutrones que a veces se manifiesta como púlsar. En el caso de las estrellas más grandes, el remanente es un agujero negro de más de 4 M_☉. En una estrella de neutrones, la materia está en un estado conocido como materia degenerada de neutrones. Dentro de un agujero negro, la materia se encuentra en un estado que no se puede entender actualmente.

Los elementos pesados de las capas externas de las estrellas moribundas pueden ser reciclados para formar nuevas estrellas. Estos elementos pesados permiten la formación de planetas rocosos. La explosión de las supernovas y el viento estelar de las grandes estrellas son importantes para formar el medio interestelar.

Estrellas binarias

La evolución de las estrellas binarias puede ser muy diferente a la de las estrellas individuales de la misma masa. Si las estrellas en un sistema binario están lo suficientemente cerca, cuando una de ellas se expande para convertirse en una gigante roja, puede desbordar su lóbulo de Roche (la región donde el material está unido gravitacionalmente a esa estrella), lo que lleva a la transferencia de material de una a otra. Esto puede producir fenómenos como estrellas binarias de contacto, binarias de envoltura común, variables cataclísmicas y supernovas del tipo Ia.

Agrupación y distribución de estrellas

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el universo, sino que suelen agruparse en galaxias junto con gas y polvo. Una galaxia típica contiene cientos de miles de millones de estrellas, y hay más de 100 mil millones de galaxias en el universo observable. En 2010, se estimó que el número de estrellas en el universo observable era de casi un tercio de cuatrillón (3 × 10²³). Aunque se cree que las estrellas solo existen dentro de las galaxias, se han descubierto estrellas intergalácticas.

Un sistema multiestelar tiene dos o más estrellas unidas por la gravedad que giran una alrededor de la otra. El sistema más simple y común es una estrella binaria, pero también hay sistemas de tres o más estrellas. Para que sean estables, estos sistemas suelen organizarse en grupos jerárquicos de estrellas binarias. También existen grupos más grandes, llamados cúmulos estelares, que van desde asociaciones estelares sueltas con pocas estrellas hasta enormes cúmulos globulares con cientos de miles de estrellas. Estos sistemas orbitan su galaxia anfitriona.

Se ha asumido que la mayoría de las estrellas están en sistemas de múltiples estrellas unidas por la gravedad. Esto es especialmente cierto para las estrellas masivas de clase O y B, donde se cree que el 80% de las estrellas son parte de sistemas múltiples. La proporción de sistemas de una sola estrella aumenta a medida que disminuye la masa estelar, de modo que solo el 25% de las enanas rojas tienen compañeras. Como el 85% de todas las estrellas son enanas rojas, la mayoría de las estrellas en la Vía Láctea son posiblemente únicas desde su nacimiento.

La estrella más cercana a la Tierra, aparte del Sol, es Próxima Centauri, que está a 39.9 billones de kilómetros, o 4.2 años luz. Viajando a la velocidad de un transbordador espacial (8 kilómetros por segundo), se tardaría unos 150 000 años en llegar. Esto es típico de las separaciones estelares en los discos galácticos. Las estrellas pueden estar mucho más cerca entre sí en los centros de las galaxias y en los cúmulos globulares, o mucho más lejos en los halos galácticos.

Debido a las grandes distancias entre las estrellas fuera del núcleo galáctico, se cree que las colisiones entre estrellas son raras. En regiones más densas, como el centro de los cúmulos globulares o el centro galáctico, las colisiones pueden ser más comunes. Estas colisiones pueden producir lo que se conoce como rezagadas azules. Estas estrellas anómalas tienen una temperatura superficial más alta que otras estrellas de la secuencia principal con el mismo brillo en el cúmulo al que pertenecen.

Estrellas unidas por la gravedad

Las estrellas pueden estar unidas gravitacionalmente entre sí, formando sistemas estelares binarios, ternarios o grupos aún mayores. Una gran parte de las estrellas en el disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas y baja al 50% para estrellas de baja masa. Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde decenas hasta cientos de miles o incluso millones de estrellas, formando los cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o ser el resultado de brotes de formación estelar (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 cientos 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, esta clasificación ha sido cuestionada 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. Estos cúmulos masivos y jóvenes también se encuentran en otras galaxias.

Estrellas solitarias

No todas las estrellas mantienen uniones gravitacionales estables; algunas, como el Sol, viajan solas, separándose mucho del grupo de estrellas en el que se formaron. Estas estrellas solitarias solo responden al campo gravitatorio general de la galaxia, formado por la suma de los campos de todos los objetos: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Distribución de las estrellas

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 parece homogéneo a simple vista porque solo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando lo observado cerca del sistema solar, se puede decir que la mayor parte de las 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.

Navegación y posicionamiento estelar

A pesar de las enormes distancias que separan a las estrellas, desde la Tierra sus posiciones relativas parecen fijas en el cielo. 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). Las estrellas fueron la única forma que tuvieron los marinos para ubicarse en alta mar hasta la llegada de los sistemas electrónicos de posicionamiento a mediados del siglo XX. Véase Estrella (náutica).

Características de las estrellas

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

Edad

La mayoría de las estrellas tienen entre 1000 y 11 000 millones de años. Algunas estrellas pueden tener casi 13 800 millones de años, la edad observada del universo. La estrella más antigua descubierta hasta ahora, HD 140283, apodada estrella de Matusalén, tiene una edad estimada de 14.46 ± 0.8 miles de millones de años. (Debido a la incertidumbre, esta edad no contradice la edad del Universo, determinada por el satélite Planck como 13 799 ± 0.021).

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

Composición química

Cuando se forman estrellas en la actual galaxia de la Vía Láctea, están compuestas por un 71% de hidrógeno y un 27% de helio, en masa, con una pequeña parte de elementos más pesados. Normalmente, la cantidad de elementos pesados se mide por el contenido de hierro en la atmósfera de la estrella, ya que el hierro es común y sus líneas de absorción son fáciles de medir. La cantidad de elementos más pesados puede indicar 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 1/200 000 del contenido de hierro del Sol. Por el contrario, la estrella rica en metales μ Leonis tiene casi el doble de hierro que el Sol, mientras que la estrella planetaria 14 Herculis tiene casi el triple.

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

Diámetro

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 también es una estrella, pero está lo suficientemente cerca de la Tierra como para verse como un disco y proporcionar luz natural. Aparte del Sol, la estrella con el mayor tamaño aparente visible desde la Tierra 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 para ser observados con los telescopios ópticos terrestres actuales, por lo que se necesitan telescopios interferométricos para obtener imágenes. Otra técnica para medir el tamaño angular de las estrellas es mediante la ocultación. Midiendo la disminución del brillo de una estrella cuando es ocultada por la Luna, se puede calcular su diámetro angular.

El tamaño de las estrellas varía desde las estrellas de neutrones, que tienen de 20 a 40 km de diámetro, hasta las supergigantes como Betelgeuse en la constelación de Orión, con un diámetro aproximadamente 640 veces el del Sol (unos 890 496 000 km), aunque con una densidad mucho más baja que el Sol.

Movimiento

El movimiento de una estrella con respecto al Sol puede dar información útil sobre su origen y edad, así como sobre la estructura y evolución de la galaxia. Los componentes del movimiento de una estrella son la velocidad radial (hacia o desde el Sol) y el movimiento angular transversal, llamado movimiento propio.

La velocidad radial se mide por el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de la estrella y se da en km/s. El movimiento propio de una estrella, su paralaje, se determina por mediciones precisas en mili-segundos de arco por año. Conociendo el paralaje y la distancia de la estrella, se puede calcular la velocidad de movimiento propio. Junto con la velocidad radial, se puede calcular la velocidad total. Las estrellas con alto movimiento propio suelen estar cerca del Sol, lo que las hace buenas candidatas para mediciones de paralaje.

Cuando se conocen ambas velocidades, se puede calcular la velocidad espacial de la estrella con respecto al Sol o la galaxia. Entre las estrellas cercanas, se ha encontrado que las estrellas más jóvenes suelen tener velocidades más bajas que las más viejas. La comparación del movimiento de las estrellas cercanas permitió a los astrónomos rastrear su origen hasta puntos comunes en grandes nubes moleculares, y se denominan asociaciones estelares.

Campo magnético

El campo magnético de una estrella se genera en las regiones internas donde hay movimiento de convección. Este movimiento del plasma conductor funciona como una dinamo, donde el movimiento de las cargas eléctricas crea campos magnéticos. Estos campos magnéticos se extienden por toda la estrella y más allá. La fuerza del campo magnético varía con la masa y composición de la estrella, y la cantidad de actividad magnética en la superficie depende de la velocidad de rotación de la estrella. Esta actividad superficial produce manchas estelares, que son regiones con campos magnéticos fuertes y temperaturas superficiales más bajas de lo normal. Los bucles coronales son líneas de flujo del campo magnético que se elevan desde la superficie de una estrella hasta su atmósfera exterior, la corona. Los bucles coronales se pueden ver debido al plasma que transportan. Las erupciones estelares son explosiones de partículas de alta energía emitidas por la misma actividad magnética.

Las estrellas jóvenes que giran rápidamente suelen tener mucha actividad superficial debido a su campo magnético. El campo magnético puede actuar sobre el viento estelar de una estrella, frenando gradualmente su rotación con el tiempo. Así, las estrellas más viejas como el Sol giran mucho más lento y tienen menos actividad superficial. Los niveles de actividad de las estrellas que giran lentamente suelen variar cíclicamente y pueden desaparecer por completo durante períodos. Por ejemplo, durante el Mínimo de Maunder, el Sol tuvo un período de 70 años con casi ninguna mancha solar.

Masa

Una de las estrellas más masivas conocidas es Eta Carinae, que, con 100-150 veces más masa que el Sol, vivirá solo varios millones de años. 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. Se han medido varias estrellas en el cúmulo R136 en la Gran Nube de Magallanes con masas más grandes, pero se ha determinado que podrían haberse creado por la colisión y fusión de estrellas masivas en sistemas binarios cercanos, evitando el límite de 150 M_☉ 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 haya existido en el universo muy temprano y puede haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno que son necesarios para la formación posterior de planetas y vida. En junio de 2015, los astrónomos informaron de la evidencia de estas estrellas en la galaxia Cosmos Redshift 7.

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 estrellas con una composición similar a la del Sol, la masa mínima teórica para que una estrella pueda fusionar en su núcleo se estima en 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 unos 87 M_J. Los cuerpos más pequeños llamados enanas marrones, están entre las estrellas y los gigantes gaseosos.

La combinación del radio y la masa de una estrella determina la gravedad en su superficie. Las estrellas gigantes tienen una gravedad superficial mucho menor que las estrellas de la secuencia principal, mientras que lo contrario ocurre con las estrellas densas y compactas como las enanas blancas. La gravedad superficial puede influir en el 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 mediante espectroscopía o, más exactamente, siguiendo sus manchas estelares. Las estrellas jóvenes pueden girar a más de 100 km/s en el ecuador. Por ejemplo, la estrella Achernar tiene una velocidad ecuatorial de unos 225 km/s o más, lo que hace que su ecuador sobresalga y tenga un diámetro ecuatorial más del 50% mayor que entre los polos. Esta velocidad de rotación está justo por debajo de la velocidad crítica de 300 km/s, a la que la estrella se rompería. Por el contrario, el Sol gira una vez cada 25-35 días, dependiendo de la latitud, con una velocidad ecuatorial de 1994 km/s. El campo magnético de una estrella de secuencia principal y el viento estelar ralentizan su rotación a medida que evoluciona.

Las estrellas densas se han encogido en una masa compacta, lo que resulta en una rotación rápida. Sin embargo, tienen velocidades de rotación relativamente bajas en comparación con lo que se esperaría por la conservación del momento angular. Gran parte del momento angular de la estrella se pierde debido al viento estelar. A pesar de esto, la velocidad de rotación de un púlsar puede ser muy rápida. Por ejemplo, el púlsar en el centro de la nebulosa del Cangrejo gira 30 veces por segundo. La velocidad de rotación del púlsar disminuirá gradualmente debido a la emisión de radiación.

Temperatura

La temperatura superficial de una estrella de la secuencia principal está determinada por la velocidad de producción de energía de su núcleo y por su radio, y generalmente 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 con la misma luminosidad por área de superficie que la estrella. La temperatura en la región central de una estrella de secuencia principal o estrella gigante es de al menos 10⁷ K. La temperatura y la presión resultantes en el núcleo de una estrella de secuencia principal que quema hidrógeno son suficientes para que se produzca la fusión nuclear y para que se produzca suficiente energía para evitar un colapso adicional de la estrella.

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 utilizan para clasificar una estrella.

Las estrellas más grandes de la secuencia principal pueden tener temperaturas superficiales de 50 000 K. Las estrellas más pequeñas, como el Sol, tienen temperaturas superficiales de algunos miles de K. Los gigantes rojos tienen temperaturas superficiales relativamente bajas, de cerca de 3600 K; pero también tienen un alto brillo debido a su gran superficie exterior.

Radiación de las estrellas

La energía producida por las estrellas, resultado de la fusión nuclear, se irradia al espacio tanto como radiación electromagnética como radiación de partículas. Esta última, emitida por una estrella, se manifiesta como el viento estelar, que fluye desde las capas externas en forma de 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 y la 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.

Usando el espectro estelar, los astrónomos pueden también determinar la temperatura superficial, la gravedad superficial, la metalicidad y la velocidad de rotación de una estrella. Si se encuentra la distancia de la estrella, como midiendo el paralaje, entonces se puede calcular el brillo de la estrella. La masa, el radio, la gravedad de la superficie y el período de rotación pueden estimarse a partir de modelos estelares. Con estos parámetros, los astrónomos también pueden estimar la edad de la estrella.

Luminosidad

La luminosidad de una estrella es la cantidad de luz y otras formas de energía radiante que emite por unidad de tiempo. Se mide en unidades de potencia. La luminosidad de una estrella está determinada por su radio y temperatura superficial. Muchas estrellas no irradian uniformemente en toda su superficie. Por ejemplo, la estrella de rotación rápida Vega tiene un flujo de energía más alto en sus polos que en su ecuador.

Las manchas superficiales de una estrella con temperatura y brillo más bajos de lo normal se conocen como manchas estelares. Generalmente, las estrellas pequeñas y enanas, como nuestro Sol, tienen manchas pequeñas. Por el contrario, las estrellas gigantes presentan manchas estelares mucho más grandes y evidentes, y también muestran un fuerte oscurecimiento del borde estelar. Las estrellas fulgurantes enanas rojas como UV Ceti también pueden tener manchas prominentes.

Brillo (Magnitud)

El brillo aparente de una estrella se expresa en términos de su magnitud aparente. Depende del brillo de la estrella, su distancia a la Tierra y cómo la atmósfera de la Tierra afecta la luz. La magnitud intrínseca o absoluta está directamente relacionada con el brillo de la estrella, y es el brillo aparente de una estrella si estuviera a 10 parsecs (32.6 años luz) de la Tierra.

Número de estrellas más brillantes por magnitud

Aparente magnitud	Número  de estrellas
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1602
6	4800
7	14 000

Tanto las escalas de magnitud aparente como absoluta son logarítmicas: una diferencia de un número entero en magnitud es igual a una variación de brillo de aproximadamente 2.5 veces. Esto significa que una estrella de primera magnitud (+1.00) es aproximadamente 2.5 veces más brillante que una estrella de segunda magnitud (+2.00), y unas 100 veces más brillante que una estrella de sexta magnitud (+6.00). Las estrellas más débiles visibles a simple vista bajo condiciones ideales son de magnitud +6.

En ambas escalas, cuanto menor es el número de magnitud, más brillante es la estrella; por el contrario, cuanto mayor sea el número de magnitud, más débil será la estrella. Las estrellas más brillantes tienen números de magnitudes negativas. La variación de brillo (ΔL) entre dos estrellas se calcula restando el número de magnitud de la estrella más brillante (m_b) del número de magnitud de la estrella más débil (m_f), usando la diferencia como exponente para el número base 2.512.

Por ejemplo, la estrella brillante Sirio tiene una magnitud aparente de –1.44, pero una magnitud absoluta de +1.41.

El Sol tiene una magnitud aparente de –26.7, pero su magnitud absoluta es solo +4.83. Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno vista desde la Tierra, es aproximadamente 23 veces más brillante que el Sol, mientras que Canopus, la segunda estrella más brillante del cielo nocturno con una magnitud absoluta de –5.53, es aproximadamente 14 000 veces más brillante que el Sol. Sin embargo, aunque Canopus es mucho más brillante que Sirio, esta última parece más brillante. Esto se debe a que Sirio está a solo 8.6 años luz de la Tierra, mientras que Canopus está mucho más lejos, a una distancia de 310 años luz.

Hasta 2006, la estrella con la magnitud absoluta más alta conocida es LBV 1806-20, con una magnitud de –14.2. Esta estrella es al menos 5 000 000 de veces más brillante que el Sol. Las estrellas menos brillantes conocidas hasta 2017 se encuentran en el cúmulo NGC 6397. Las enanas rojas más débiles en el cúmulo eran de magnitud 26, mientras que también se descubrió una enana blanca de magnitud 28. Estas estrellas débiles son tan oscuras que su luz sería tan tenue como una vela de cumpleaños en la Luna vista desde la Tierra.

Clasificación de las estrellas

Clasificación	Color	Temperatura (°C)	Ejemplo
W-O	Azul	100000	Wolf Rayet
B	Blanco azulado	25 000	Spica
A	Blanco	11 500	Sirio
F	Blanco amarillento	7500	Canopus
G	Amarillo	6000	Sol
K	Anaranjado amarillento	4700	Arturo
M	Anaranjado	3000	Antares
R	Anaranjado rojizo	2600	CW Leonis

La primera clasificación estelar fue hecha por Hiparco de Nicea y se mantuvo 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 eran de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles a simple vista, eran de sexta magnitud. Aunque ya no se usa, fue la base para la clasificación actual.

El sistema de clasificación estelar actual se originó a principios del siglo XX, cuando las estrellas se clasificaron de la A a la Q basándose en la fuerza de la línea de hidrógeno. Se pensó que la fuerza de la línea de hidrógeno era una función simple de la temperatura. Aunque era más complicado, se fortalecía con el aumento de la temperatura, alcanzando su máximo cerca de 9000 K, y luego disminuyendo a mayores temperaturas. Cuando se reordenaron las clasificaciones basándose en la temperatura, se pareció más al esquema moderno.

Además, las estrellas pueden clasificarse por los efectos de luminosidad que se encuentran en sus líneas espectrales, que corresponden a su tamaño y están determinadas por su gravedad superficial. Estos van desde 0 (hipergigantes) a III (gigantes), a V (enanas de la secuencia principal); algunos autores también añaden VII (enanas blancas). La mayoría de las estrellas pertenecen a la secuencia principal, que está formada por estrellas normales que queman hidrógeno.

Estas se dividen a lo largo de una banda estrecha y diagonal cuando se representan gráficamente en función de su magnitud y tipo espectral.

El Sol es una enana amarilla del tipo G2V de secuencia principal, de temperatura intermedia y tamaño normal.

Existe una nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas añadidas al final del tipo espectral, para indicar características especiales del espectro. Por ejemplo, una "e" puede indicar la presencia de líneas de emisión; "m" representa niveles inusualmente altos de metales, y "var" puede significar variaciones en el tipo espectral.

Las estrellas enanas blancas tienen su propia clase que comienza con la letra D. Esta se subdivide en las clases DA, DB, DC, DO, DZ y DQ, dependiendo de los tipos de líneas prominentes que se encuentran en el espectro. A esto le sigue un valor numérico que indica la temperatura.

Clases de luminosidad

Clase	Descripción
0	Hipergigantes
Ia	Supergigantes Luminosas
Ib	Supergigantes
II	Gigantes luminosas
III	Gigantes
IV	Sub-gigantes
V	Enanas (Sol)
VI	Sub-enanas
VII	Enanas blancas

La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina de forma única las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica brillos también muy diferentes. Para distinguirlas, se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina 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 se complementan.

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. Solo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente raras. Las enanas marrones, estrellas que no llegaron a formarse completamente por su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil brillo impide contarlas bien.

Clasificación gravitacional de estrellas

Las estrellas pueden clasificarse según cuatro criterios gravitacionales establecidos por la Unión Astronómica Internacional en 2006. Esta clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y usada.

Clasificación por centro gravitacional estelar

El primer criterio es si tienen o no un centro gravitacional estelar, es decir, si forman parte de un sistema estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar se llaman estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar se llaman estrellas solitarias.

Clasificación de estrellas sistémicas por posición

Las estrellas sistémicas (que forman parte de un sistema estelar) pueden ser de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas, es decir, otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se llaman estrellas satélites.

Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional

Esta clasificación de las estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas según si se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación se refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) según si están unidas o no 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, sin embargo, están 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 donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional 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, ya que orbitan estrellas o son el 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 llaman estrellas planetarias. Un sistema planetario es el conjunto de la estrella o sistema estelar central y los distintos cuerpos celestes (planetas, asteroides, cometas) que giran a su alrededor. Por el contrario, se llama estrellas únicas a las que no tienen otros cuerpos que las orbiten.

Estrellas variables

Las estrellas variables tienen cambios periódicos o aleatorios en su brillo debido a propiedades internas o externas. De las estrellas que varían por sí mismas, los tipos principales se pueden dividir en tres grupos.

Durante su evolución, algunas estrellas pasan por fases en las que pueden convertirse en variables pulsantes. Las estrellas variables pulsantes cambian de tamaño y brillo con el tiempo, expandiéndose y contrayéndose con períodos que van desde minutos hasta años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta categoría incluye estrellas como las variables Cefeidas y las variables de largo período, como Mira.

Las variables eruptivas son estrellas que experimentan aumentos repentinos de brillo debido a erupciones o expulsiones de masa. Este grupo incluye protoestrellas, estrellas de Wolf-Rayet y estrellas fulgurantes, así como estrellas gigantes y supergigantes.

Las estrellas variables cataclísmicas o explosivas son aquellas que experimentan un cambio drástico en sus propiedades. Este grupo incluye las novas y las supernovas. Un sistema de estrellas binarias que incluya una enana blanca cercana puede producir ciertos tipos de estas espectaculares explosiones estelares, incluyendo la nova y una supernova tipo 1a. La explosión se crea cuando la enana blanca acumula hidrógeno de la estrella compañera, ganando masa hasta que el hidrógeno experimenta fusión. Algunas novas también son recurrentes, presentando brotes periódicos de brillo moderado.

Las estrellas también pueden variar en brillo debido a factores externos, como las binarias eclipsantes (donde una estrella pasa frente a otra) o estrellas giratorias que producen manchas extremas. Un ejemplo notable de binaria eclipsante es Algol, que varía regularmente en brillo de magnitud 2.3 a 3.5 durante un período de 2.87 días.

Estructura de las estrellas

El interior de una estrella estable está en un estado de equilibrio hidrostático: las fuerzas sobre cualquier pequeño volumen se equilibran casi exactamente. Las fuerzas equilibradas son la fuerza gravitacional hacia adentro y una fuerza hacia afuera debido a la diferencia de presión dentro de la estrella. La diferencia de presión se establece por la diferencia de temperatura del plasma; la parte exterior de la estrella es más fría que el núcleo. La temperatura en el núcleo de una estrella de secuencia principal o estrella gigante es de al menos 10⁷ K. La temperatura y la presión resultantes en el núcleo de una estrella de secuencia principal que quema hidrógeno son suficientes para que se produzca la fusión nuclear y para que se produzca suficiente energía para evitar un colapso adicional de la estrella.

A medida que los núcleos atómicos se fusionan en el núcleo, emiten energía en forma de rayos gamma. Estos fotones interactúan con el plasma circundante, aumentando la energía térmica en el núcleo. Las estrellas de la secuencia principal convierten el hidrógeno en helio, creando una proporción lenta pero constante de helio en el núcleo. Finalmente, el contenido de helio se vuelve predominante y la producción de energía en el núcleo cesa. En cambio, para las estrellas de más de 0.4 M_☉, la fusión se produce en una capa de expansión lenta alrededor del núcleo de helio denso.

Además del equilibrio hidrostático, el interior de una estrella estable también mantendrá un balance energético de equilibrio térmico. Hay una diferencia de temperatura radial en el interior que hace que la energía fluya hacia afuera. El flujo de energía que sale de cualquier capa dentro de la estrella coincidirá exactamente con el flujo que entra desde abajo.

La zona de radiación es la región del interior estelar donde el flujo de energía hacia el exterior depende de la transferencia de calor por radiación, ya que la transferencia de calor por convección es ineficiente en esa zona. En esta región, el plasma no se moverá, y cualquier movimiento de masa se detendrá. Sin embargo, si este no es el caso, entonces el plasma se vuelve inestable y se produce la convección, formando una zona convectiva. Esto puede ocurrir, ejemplo, en regiones donde hay flujos de energía muy altos, como cerca del núcleo, o en áreas con alta opacidad (lo que hace ineficiente la transferencia de calor por radiación) como en la envoltura exterior.

La presencia de convección en la envoltura externa de una estrella de secuencia principal depende de la masa de la estrella. Las estrellas con varias veces la masa del Sol tienen una zona de convección profunda en el interior y una zona radiativa en las capas externas. Las estrellas enanas rojas con menos de 0.4 M_☉ son convectivas en todas partes, lo que evita la acumulación de un núcleo de helio. Para la mayoría de las estrellas, las zonas convectivas también varían con el tiempo, a medida que cambian la edad y la composición de las estrellas.

La fotosfera es la parte de una estrella que es visible para un observador. Esta es la capa en la que el plasma de la estrella se vuelve transparente a los fotones de luz. Desde aquí, la energía generada en el núcleo se libera para propagarse al espacio. Es en la fotosfera donde aparecen manchas solares, regiones con temperaturas más bajas de lo normal.

Por encima de la fotosfera está la atmósfera estelar. En una estrella de secuencia principal como el Sol, el nivel más bajo de la atmósfera, justo por encima de la fotosfera, es la delgada región de la cromosfera, donde aparecen espículas y donde comienzan las erupciones estelares.

Por encima de ella está la región de transición, donde la temperatura aumenta rápidamente en una distancia de solo 100 km. Más allá está la corona, un volumen de plasma sobrecalentado que puede extenderse hacia afuera hasta varios millones de kilómetros. A pesar de su alta temperatura, la corona emite muy poca luz, debido a su baja densidad de gas. Normalmente, la región de la corona del Sol solo es visible durante un eclipse solar.

Desde la corona, un viento estelar de partículas de plasma se expande hacia afuera desde la estrella, hasta que interactúa con el medio interestelar. Para el Sol, la influencia de su viento solar se extiende a lo largo de una región en forma de burbuja llamada heliosfera.

Reacciones de fusión nuclear

En los núcleos de las estrellas ocurren diversas reacciones de fusión nuclear, que dependen de su masa y composición. Cuando los núcleos se fusionan, la masa del producto fusionado es menor que la masa de las partes originales. Esta masa perdida se convierte en energía electromagnética, según la relación de equivalencia entre masa y energía E = m c².

El proceso de fusión de hidrógeno es sensible a la temperatura, por lo que un aumento moderado en la temperatura del núcleo dará lugar a un aumento significativo en la tasa de fusión. Como resultado, la temperatura central de las estrellas de secuencia principal solo varía de 4 millones de kelvin para una estrella pequeña a 40 millones de kelvin para una estrella masiva.

En el núcleo del Sol, con una temperatura de 10 millones de kelvin, el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón:

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

2e⁺ + 2e⁻ → 2γ (2 x 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)

2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV)

Estas reacciones se resumen en la reacción global:

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

Donde e⁺ es un positrón, γ es un fotón de rayos gamma, ν_e es un neutrino, y H y He son isótopos de hidrógeno y helio, respectivamente. La energía liberada por esta reacción es en millones de electronvoltios, que en realidad es una pequeña cantidad de energía. Sin embargo, ocurren constantemente un número enorme de estas reacciones, produciendo toda la energía necesaria para sostener la radiación de la estrella. En comparación, la combustión de dos moléculas de gas hidrógeno con una molécula de gas oxígeno solo libera 5.7 eV.

Masa mínima estelar para la fusión

Elemento	Masas solares
Hidrógeno	0.01
Helio	0.4
Carbono	5
Neón	8

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 estrellas cuyos núcleos están a 100 millones de K y cuyas masas van desde 0.5 hasta 10 M_☉, el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono mediante el 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

En las estrellas masivas, los elementos más pesados se forman por combustión de oxígeno. La fase final de la nucleosíntesis estelar es el proceso de combustión del silicio que produce hierro isotópico estable-56, un proceso que consume energía, por lo que solo se puede producir energía adicional a través del colapso gravitacional.

El siguiente ejemplo muestra el tiempo que tarda una estrella de 20 M_☉ en consumir todo su combustible nuclear. Como estrella de la secuencia principal de clase O, sería 8 veces el radio solar y 62 000 veces el brillo del Sol.

Material combustible	Temperatura (millones de kelvin)	Densidad (kg/cm³)	Duración de la combustión (τ en años)
H	37	0.0045	8.1 millones
He	188	0.97	1.2 millones
C	870	170	976
Ne	1.570	3.100	0.6
O	1980	5.550	1.25
S/Si	3.340	33.400	0.0315

Galería de imágenes

• 

  Las personas han visto patrones en las estrellas desde tiempos antiguos. Esta representación de la constelación de Leo, el león, en 1690, es de Johannes Hevelius.

• 

  La constelación de Leo como se puede ver a simple vista. Se han añadido líneas.

• 

  Alfa Centauri A y B sobre la extremidad de Saturno

• 

  Esta vista contiene las estrellas azules conocidas como «rezagadas azules», para su localización aparente en el diagrama de Hertzsprung-Russell

• 

  Concepción artística del nacimiento de una estrella dentro de una densa nube molecular.

• 

  Un grupo de aproximadamente 500 estrellas jóvenes se encuentra dentro de la próxima región de formación estelar W40.

• 

  Un ejemplo de un diagrama de Hertzsprung-Russell para un conjunto de estrellas que incluye el Sol (centro). (Ver «Clasificación» abajo.)

• 

  La Nebulosa del Cangrejo, restos de una supernova que fue observada por primera vez hacia el año 1050 d. C.

• 

  Una estrella enana blanca en órbita alrededor de Sirio (impresión artística).

• 

  La nebulosa de reflexión NGC 1999 está brillantemente iluminada por V380 Orionis (centro), una estrella variable con aproximadamente 3.5 veces la masa del Sol. El remiendo negro del cielo es un agujero enorme del espacio vacío y no de una nebulosa oscura como se pensaba previamente.

• 

  Las Pléyades, un cúmulo abierto de estrellas en la constelación de Tauro. Estas estrellas comparten un movimiento común a través del espacio.

• 

  Campo magnético superficial de SU Aur (una estrella joven de tipo T Tauri), reconstruida por medio de imágenes Zeeman-Doppler

• 

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

• 

  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.

• 

  La apariencia asimétrica de Mira, una estrella variable oscilante.

• 

  Estructuras internas de las estrellas de la secuencia principal, zonas de convección con ciclos de flecha y zonas radiactivas con destellos rojos. A la izquierda una enana roja de baja masa, en el centro una enana amarilla de tamaño medio, y, a la derecha, una estrella de secuencia principal azul-blanca masiva.

• 

  Sección transversal del Sol

• 

  Descripción general de la cadena protón-protón

• 

  El ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno

Véase también

En inglés: Star Facts for Kids

• Anexo:Estrellas
• Anexo:Estrellas más grandes conocidas
• Tiempo sidéreo
• Campanita del lugar (Rimas infantiles)