Estrella

El Sol , una estrella de secuencia principal de tipo G , es la más cercana a la Tierra.

Una región de formación estelar en la Gran Nube de Magallanes.

Una estrella es un esferoide luminoso de plasma mantenido unido por su propia gravedad . ^{[ 1 ]} La estrella más cercana a la Tierra es el Sol . Muchas otras estrellas son visibles a simple vista por la noche ; sus inmensas distancias de la Tierra hacen que parezcan puntos fijos de luz. Las estrellas más prominentes se han clasificado en constelaciones y asterismos , y muchas de las estrellas más brillantes tienen nombres propios . Los astrónomos han recopilado catálogos estelares que identifican las estrellas conocidas y proporcionan designaciones estelares estandarizadas . El universo observable contiene aproximadamente10 ²² a10 ²⁴ estrellas. Solo unas 4000 de estas estrellas son visibles a simple vista, todas dentro de la galaxia Vía Láctea . ^{[ 2 ]}

La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa compuesta principalmente de hidrógeno , helio y trazas de elementos más pesados. Su masa total determina principalmente su evolución y destino final. Una estrella brilla durante la mayor parte de su vida activa gracias a la fusión termonuclear de hidrógeno en helio en su núcleo. Este proceso libera energía que recorre el interior de la estrella y se irradia al espacio exterior . Al final de la vida de una estrella, la fusión cesa y su núcleo se convierte en un remanente estelar : una enana blanca , una estrella de neutrones o, si es suficientemente masiva, un agujero negro .

La nucleosíntesis estelar en las estrellas o sus remanentes crea casi todos los elementos químicos naturales más pesados ​​que el litio . La pérdida de masa estelar o las explosiones de supernovas devuelven material químicamente enriquecido al medio interestelar . Estos elementos se reciclan posteriormente en nuevas estrellas. Los astrónomos pueden determinar las propiedades estelares —incluidas la masa, la edad, la metalicidad (composición química), la variabilidad , la distancia y el movimiento a través del espacio— mediante observaciones del brillo aparente de una estrella , su espectro y los cambios en su posición en el cielo a lo largo del tiempo.

Las estrellas pueden formar sistemas orbitales con otros objetos astronómicos , como en los sistemas planetarios y los sistemas estelares con dos o más estrellas. Cuando dos de estas estrellas orbitan muy cerca, su interacción gravitacional puede influir significativamente en su evolución. Las estrellas suelen formar parte de estructuras mucho mayores ligadas gravitacionalmente, como cúmulos estelares y galaxias.

La palabra inglesa star deriva en última instancia de la raíz protoindoeuropea * h₂stḗr , que también significa 'estrella' , la cual se puede analizar además como * h₂eh₁s- 'quemar' (también origen de la palabra ash ) más * -tēr (el sufijo agentivo ). Sus cognados en otros idiomas incluyen el latín stella , el griego aster y el alemán Stern ; ^{[ 3 ]} otros cognados en inglés incluyen asterisk , asteroid , astral , constellation y Esther . ^{[ 4 ]} 

Históricamente, las estrellas han sido importantes para las civilizaciones de todo el mundo. Han formado parte de prácticas religiosas, rituales de adivinación , mitología , se han utilizado para la navegación y orientación celestes , para marcar el paso de las estaciones y para definir calendarios.

Los primeros astrónomos reconocieron una diferencia entre las " estrellas fijas ", cuya posición en la esfera celeste no cambia, y las "estrellas errantes" ( planetas ), que se mueven notablemente con respecto a las estrellas fijas a lo largo de días o semanas. ^{[ 6 ]} Muchos astrónomos antiguos creían que las estrellas estaban fijas permanentemente a una esfera celeste y que eran inmutables. Por convención, los astrónomos agrupaban las estrellas prominentes en asterismos y constelaciones y las usaban para rastrear los movimientos de los planetas y la posición inferida del Sol. ^{[ 7 ]} El movimiento del Sol con respecto a las estrellas de fondo (y el horizonte) se usaba para crear calendarios , que podían usarse para regular las prácticas agrícolas. ^{[ 8 ]} El calendario gregoriano , que actualmente se usa en casi todo el mundo, es un calendario solar basado en el ángulo del eje de rotación de la Tierra con respecto a su estrella local, el Sol.

El mapa estelar más antiguo con fecha precisa fue el resultado de la astronomía del antiguo Egipto en 1534  a. C. ^{[ 9 ]} Los catálogos estelares más antiguos conocidos fueron compilados por los antiguos astrónomos babilonios de Mesopotamia a finales del segundo milenio a. C., durante el período casita ( c. 1531 a. C. – c. 1155 a. C. ). ^{[ 10 ]} 

El primer catálogo estelar de la astronomía griega fue creado por Aristillo alrededor del año 300  a. C., con la ayuda de Timocaris . ^{[ 11 ]} El catálogo estelar de Hiparco (siglo II a. C.) incluía 1020 estrellas y se utilizó para elaborar el catálogo estelar de Ptolomeo . ^{[ 12 ]} Hiparco es conocido por el descubrimiento de la primera nova (estrella nueva) registrada. ^{[ 13 ]} Muchas de las constelaciones y nombres de estrellas que se utilizan hoy en día derivan de la astronomía griega.

A pesar de la aparente inmutabilidad de los cielos, los astrónomos chinos sabían que podían aparecer nuevas estrellas. ^{[ 14 ]} En el año 185  d. C., fueron los primeros en observar y escribir sobre una supernova , ahora conocida como SN 185. [ ^{15 ] El} evento estelar más brillante de la historia registrada fue la supernova SN 1006 , observada en 1006 y descrita por el astrónomo egipcio Ali ibn Ridwan y varios astrónomos chinos. ^{[ 16 ]} La supernova SN 1054 , que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo , también fue observada por astrónomos chinos e islámicos. ^{[ 17 ] [ 18 ] [ 19 ]}

Los astrónomos islámicos medievales dieron nombres árabes a muchas estrellas que aún se utilizan hoy en día e inventaron numerosos instrumentos astronómicos que podían calcular las posiciones de las estrellas. Construyeron los primeros grandes institutos de investigación de observatorios , principalmente para producir catálogos de estrellas Zij . ^{[ 20 ]} Entre estos, el Libro de las Estrellas Fijas (964) fue escrito por el astrónomo persa Abd al-Rahman al-Sufi , quien observó varias estrellas, cúmulos estelares (incluidos los cúmulos de Omicron Velorum y Brocchi ) y galaxias (incluida la galaxia de Andrómeda ). ^{[ 21 ]} Según A. Zahoor, en el siglo XI, el erudito polímata persa Abu Rayhan Biruni describió la galaxia Vía Láctea como una multitud de fragmentos con propiedades de estrellas nebulosas , y dio las latitudes de varias estrellas durante un eclipse lunar en 1019. ^{[ 22 ]}

Según Josep Puig, el astrónomo andalusí Ibn Bajjah propuso que la Vía Láctea estaba formada por muchas estrellas que casi se tocaban entre sí y parecían ser una imagen continua debido al efecto de refracción del material sublunar, citando como evidencia su observación de la conjunción de Júpiter y Marte durante el año 1106/1107. ^{[ 23 ]} Los primeros astrónomos europeos, como Tycho Brahe, identificaron nuevas estrellas en el cielo nocturno (más tarde denominadas novas ), lo que sugiere que los cielos no eran inmutables. En 1584, Giordano Bruno sugirió que las estrellas eran como el Sol y que podrían tener otros planetas , posiblemente incluso similares a la Tierra, orbitando a su alrededor, ^{[ 24 ]} una idea que ya habían sugerido los antiguos filósofos griegos Demócrito y Epicuro , ^{[ 25 ]} y los cosmólogos islámicos medievales ^{[ 26 ]} como Fakhr al-Din al-Razi . ^{[ 27 ]} Para el siglo siguiente, la idea de que las estrellas eran iguales al Sol estaba alcanzando un consenso entre los astrónomos. Para explicar por qué estas estrellas no ejercían una atracción gravitatoria neta sobre el Sistema Solar, Isaac Newton sugirió que las estrellas estaban distribuidas uniformemente en todas las direcciones, una idea impulsada por el teólogo Richard Bentley . ^{[ 28 ]}

El astrónomo italiano Geminiano Montanari registró en 1667 la observación de variaciones en la luminosidad de la estrella Algol. Edmond Halley publicó las primeras mediciones del movimiento propio de un par de estrellas "fijas" cercanas, demostrando que habían cambiado de posición desde la época de los antiguos astrónomos griegos Ptolomeo e Hiparco. ^{[ 24 ]}

William Herschel fue el primer astrónomo en intentar determinar la distribución de las estrellas en el cielo. Durante la década de 1780, instaló una serie de medidores en 600 direcciones y contó las estrellas observadas a lo largo de cada línea de visión. A partir de esto, dedujo que el número de estrellas aumentaba progresivamente 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. ^{[ 29 ]} Además de sus otros logros, William Herschel es conocido por su descubrimiento de que algunas estrellas no solo se encuentran a lo largo de la misma línea de visión, sino que son compañeras físicas que forman sistemas estelares binarios. ^{[ 30 ]}

La ciencia de la espectroscopia estelar fue iniciada por Joseph von Fraunhofer y Angelo Secchi . Al comparar los espectros de estrellas como Sirio con el Sol, encontraron diferencias en la intensidad y el número de sus líneas de absorción : las líneas oscuras en los espectros estelares causadas por la absorción de frecuencias específicas por parte de la atmósfera. En 1865, Secchi comenzó a clasificar las estrellas en tipos espectrales . ^{[ 31 ]} La versión moderna del esquema de clasificación estelar fue desarrollada por Annie J. Cannon a principios del siglo XX. ^{[ 32 ]}

La primera medición directa de la distancia a una estrella ( 61 Cygni a 11,4 años luz ) fue realizada en 1838 por Friedrich Bessel utilizando la técnica de paralaje . Las mediciones de paralaje demostraron la gran separación de las estrellas en el firmamento. ^{[ 24 ]} La observación de estrellas dobles adquirió creciente importancia durante el siglo XIX. En 1834, Friedrich Bessel observó cambios en el movimiento propio de la estrella Sirio e infirió la existencia de una compañera oculta. Edward Pickering descubrió el primer sistema binario espectroscópico en 1899 al observar la división periódica de las líneas espectrales de la estrella Mizar en un período de 104 días. Astrónomos como Friedrich Georg Wilhelm von Struve y SW Burnham recopilaron observaciones detalladas de muchos sistemas estelares binarios , lo que permitió determinar las masas de las estrellas mediante el cálculo de los elementos orbitales . La primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias a partir de observaciones telescópicas fue realizada por Felix Savary en 1827. ^{[ 33 ]}

El siglo XX presenció 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 lo tanto, su temperatura, podían determinarse comparando la magnitud visual con la magnitud fotográfica . El desarrollo del fotómetro fotoeléctrico permitió mediciones precisas de magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921, Albert A. Michelson realizó las primeras mediciones del diámetro de una estrella utilizando un interferómetro en el telescopio Hooker del Observatorio Mount Wilson . ^{[ 34 ]}

Durante las primeras décadas del siglo XX se realizaron importantes trabajos teóricos sobre la estructura física de las estrellas. En 1913, se desarrolló el diagrama de Hertzsprung-Russell , lo que impulsó el estudio astrofísico de las estrellas. Se desarrollaron modelos exitosos para explicar el interior de las estrellas y la evolución estelar. Cecilia Payne-Gaposchkin propuso por primera vez que las estrellas estaban compuestas principalmente de hidrógeno y helio en su tesis doctoral de 1925. ^{[ 35 ]} Los espectros estelares se comprendieron mejor gracias a los avances en la física cuántica . Esto permitió determinar la composición química de la atmósfera estelar. ^{[ 36 ]}

Con la excepción de eventos raros como supernovas e impostores de supernovas , las estrellas individuales se han observado principalmente en el Grupo Local , ^{[ 37 ]} y especialmente en la parte visible de la Vía Láctea (como lo demuestran los catálogos estelares detallados disponibles para la galaxia Vía Láctea) y sus satélites. ^{[ 38 ]} Se han observado estrellas individuales como variables cefeidas en las galaxias M87 ^{[ 39 ]} y M100 del Cúmulo de Virgo , ^{[ 40 ]} así como estrellas luminosas en algunas otras galaxias relativamente cercanas. ^{[ 41 ]} Con la ayuda de lentes gravitacionales , se ha observado una sola estrella (llamada Ícaro  ) a 9 mil millones de años luz de distancia. ^{[ 42 ] [ 43 ]}

El concepto de constelación ya existía durante el período babilónico . Los antiguos astrónomos imaginaban que las agrupaciones de estrellas más prominentes formaban patrones, y los asociaban con aspectos particulares de la naturaleza o sus mitos. Doce de estas formaciones se ubicaban a lo largo de la banda de la eclíptica y se convirtieron en la base de la astrología . ^{[ 44 ]} Muchas de las estrellas individuales más prominentes recibieron nombres, en particular con designaciones árabes o latinas .

Además de ciertas constelaciones y el Sol mismo, las estrellas individuales tienen sus propios mitos . ^{[ 45 ]} Para los antiguos griegos , algunas «estrellas», conocidas como planetas (del griego πλανήτης (planētēs), que significa «errante»), representaban a diversas deidades importantes, de las cuales se tomaron los nombres de los planetas Mercurio , Venus , Marte , Júpiter y Saturno . ^{[ 45 ]} ( Urano y Neptuno eran dioses griegos y romanos , pero ninguno de los dos planetas era conocido en la Antigüedad debido a su escaso brillo. Sus nombres fueron asignados por astrónomos posteriores).

Hacia 1600, los nombres de las constelaciones se usaban 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 de cada constelación. Posteriormente, se inventó un sistema de numeración basado en la ascensión recta de la estrella y se añadió al catálogo estelar de John Flamsteed en su libro "Historia coelestis Britannica" (edición de 1712), por lo que este sistema de numeración pasó a llamarse designación de Flamsteed o numeración de Flamsteed . ^{[ 46 ] [ 47 ]}

La autoridad reconocida internacionalmente para nombrar cuerpos celestes es la Unión Astronómica Internacional (IAU). ^{[ 48 ]} La Unión Astronómica Internacional mantiene el Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) ^{[ 49 ]} que cataloga y estandariza los nombres propios de las estrellas. ^{[ 50 ]} Varias empresas privadas venden nombres de estrellas que no son reconocidos por la IAU, los astrónomos profesionales ni la comunidad de astrónomos aficionados. ^{[ 51 ]} La Biblioteca Británica lo considera una empresa comercial no regulada , ^{[ 52 ] [ 53 ]} y el Departamento de Protección al Consumidor y al Trabajador de la Ciudad de Nueva York emitió una infracción contra una de estas empresas de nombres de estrellas por participar en una práctica comercial engañosa. ^{[ 54 ] [ 55 ]}

Aunque los parámetros estelares pueden expresarse en unidades del SI o en unidades gaussianas , a menudo resulta más conveniente expresar la masa , la luminosidad y los radios en unidades solares, basándose en las características del Sol. En 2015, la IAU definió un conjunto de valores solares nominales (definidos como constantes del SI, sin incertidumbres) que pueden utilizarse para citar parámetros estelares:

La masa solar M _☉ no fue definida explícitamente por la IAU debido a la gran incertidumbre relativa (10 ⁻⁴ ) de la constante de gravitación newtoniana G . Dado que el producto de la constante de gravitación newtoniana y la masa solar juntas ( G M _☉ ) se ha determinado con mucha mayor precisión, la IAU definió el parámetro de masa solar nominal como:

El parámetro de masa solar nominal se puede combinar con la estimación más reciente (2014) de CODATA de la constante de gravitación newtoniana G para derivar la masa solar, que es aproximadamente1,9885 × 10 ³⁰  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 la IAU de 2015 seguirán siendo los mismos valores del SI, ya que siguen siendo medidas útiles para citar parámetros estelares.

Las grandes longitudes, como el radio de una estrella gigante o el semieje mayor de un sistema estelar binario, suelen expresarse 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 IAU definió la constante astronómica como una longitud exacta en metros: 149.597.870.700 m. ^{[ 56 ]}

Evolución estelar de estrellas de baja masa (ciclo izquierdo) y de alta masa (ciclo derecho), con ejemplos en cursiva.

Comparación de tamaño (radio y masa) de una enana roja , el Sol, una supergigante azul supermasiva y una gigante roja.

Las estrellas se condensan a partir de regiones del espacio con mayor densidad de materia, aunque estas regiones son menos densas que dentro de una cámara de vacío . Estas regiones, conocidas como nubes moleculares , consisten principalmente en hidrógeno, con aproximadamente un 23 a un 28 por ciento de helio y un pequeño porcentaje de elementos más pesados. Un ejemplo de una región de formación estelar de este tipo es la Nebulosa de Orión . ^{[ 57 ]} La mayoría de las estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de miles de estrellas. ^{[ 58 ]} Las estrellas masivas en estos grupos pueden iluminar poderosamente esas nubes, ionizando el hidrógeno y creando regiones H II . Estos efectos de retroalimentación, derivados de la formación estelar, pueden finalmente perturbar la nube e impedir la formación de más estrellas. ^{[ 59 ]} Todas las estrellas pasan la mayor parte de su existencia como estrellas de la secuencia principal , alimentadas principalmente por la fusión nuclear de hidrógeno en helio dentro de sus núcleos. Sin embargo, las estrellas de diferentes masas tienen propiedades marcadamente diferentes en diversas etapas de su desarrollo. El destino final de las estrellas más masivas difiere del de las menos masivas, al igual que sus luminosidades y el impacto que tienen en su entorno. En consecuencia, los astrónomos suelen agrupar las estrellas por su masa: ^{[ 60 ]}

• Las estrellas de masa muy baja , con masas inferiores a _0,5 M☉ , son totalmente convectivas y distribuyen el helio uniformemente por toda la estrella mientras se encuentran en la secuencia principal. Por lo tanto, nunca experimentan combustión de capa y nunca se convierten en gigantes rojas . Tras agotar su hidrógeno _, se convierten en enanas blancas de helio y se enfrían lentamente. ^{[ 61 ]} Dado que la vida útil de las estrellas de 0,5 M☉ es mayor que la edad del universo , ninguna estrella de este tipo ha alcanzado aún la etapa de enana blanca.  
• Las estrellas de baja masa ₍ incluido el Sol), con una masa entre 0,5 M☉ y ~ 2,25 M☉ dependiendo de _su composición, se convierten en gigantes rojas a medida que se agota el hidrógeno de su núcleo y comienzan a quemar helio en él en un destello ; posteriormente desarrollan un núcleo degenerado de carbono-oxígeno en la rama gigante asintótica ; finalmente expulsan su envoltura exterior como una nebulosa planetaria y dejan atrás su núcleo en forma de enana blanca. ^{[ 62 ] [ 63 ]}  
• Las estrellas de masa intermedia , entre ~ 2,25 M☉ y ~ 8 M☉ , pasan por etapas evolutivas similares a las de las estrellas de baja masa, pero después de un período relativamente corto en la rama _de las gigantes rojas, _encienden helio sin un destello y pasan un período prolongado en el cúmulo rojo antes de formar un núcleo degenerado de carbono-oxígeno. ^{[ 62 ] [ 63 ]}  
• Las estrellas masivas generalmente tienen una masa mínima de ~ 8 M _☉ . ^{[ 64 ]} Después de agotar el hidrógeno en el núcleo, estas estrellas se convierten en supergigantes y proceden a fusionar elementos más pesados ​​que el helio. Muchas terminan sus vidas cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas. ^{[ 62 ] [ 65 ]} 

Formación estelar

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

Un cúmulo de aproximadamente 500 estrellas jóvenes se encuentra dentro de la cercana región de formación estelar W40 .

La formación de una estrella comienza con la inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular, causada por regiones de mayor densidad, a menudo desencadenada por la compresión de nubes por la radiación de estrellas masivas, burbujas en expansión en el medio interestelar, la colisión de diferentes nubes moleculares o la colisión de galaxias (como en una galaxia con brote estelar ). ^{[ 66 ] [ 67 ]} Cuando una región alcanza una densidad de materia suficiente para satisfacer los criterios de inestabilidad de Jeans , comienza a colapsar bajo su propia fuerza gravitacional. ^{[ 68 ]}

A medida que la nube colapsa, se forman conglomerados individuales de polvo y gas densos llamados " glóbulos de Bok ". Al colapsar un glóbulo y aumentar su densidad, la energía gravitacional se convierte en calor y la temperatura sube. Cuando la nube protoestelar alcanza aproximadamente el estado estable de equilibrio hidrostático , se forma una protoestrella en su núcleo. ^{[ 69 ]} Estas estrellas de presecuencia principal suelen estar rodeadas por un disco protoplanetario y se alimentan principalmente de la conversión de energía gravitacional. El período de contracción gravitacional dura unos 10  millones de años para una estrella como el Sol, y hasta 100  millones de años para una enana roja. ^{[ 70 ]}

Las estrellas tempranas de menos de 2 M☉ se denominan estrellas T Tauri _, mientras que las de mayor masa 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 momento angular de la estrella en colapso y dar lugar a pequeñas zonas de nebulosidad conocidas como objetos Herbig-Haro . ^{[ 71 ] [ 72 ]} Estos chorros, en combinación con la radiación de estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a expulsar la nube circundante de la que se formó la estrella. ^{[ 73 ]} 

En las primeras etapas de su desarrollo, las estrellas T Tauri siguen la trayectoria de Hayashi : se contraen y disminuyen en luminosidad, manteniendo aproximadamente la misma temperatura. Las estrellas T Tauri menos masivas siguen esta trayectoria hasta la secuencia principal, mientras que las más masivas se encaminan hacia la trayectoria de Henyey . ^{[ 74 ]}

Se observa que la mayoría de las estrellas son miembros de sistemas estelares binarios, y las propiedades de estos sistemas binarios son el resultado de las condiciones en las que se formaron. ^{[ 75 ]} 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. Los sistemas binarios primordiales transfieren parte del momento angular mediante interacciones gravitacionales durante encuentros cercanos con otras estrellas en cúmulos estelares jóvenes. Estas interacciones tienden a separar los sistemas binarios más distantes (blandos), mientras que hacen que los sistemas binarios duros se unan más estrechamente. Esto produce la separación de los sistemas binarios en sus dos distribuciones de poblaciones observadas. ^{[ 76 ]}

Secuencia principal

Las estrellas pasan aproximadamente el 90% de sus vidas fusionando hidrógeno en helio en reacciones de alta temperatura y presión en sus núcleos. Se dice que estas estrellas están en la secuencia principal y se llaman estrellas enanas. A partir de la secuencia principal de edad cero, la proporción de helio en el núcleo de una estrella aumentará constantemente, la tasa de fusión nuclear en el núcleo aumentará lentamente, al igual que la temperatura y la luminosidad de la estrella. ^{[ 77 ]} Se estima que el Sol, por ejemplo, ha aumentado su luminosidad en aproximadamente un 40% desde que alcanzó la secuencia principal hace 4.600  millones de años (Hace 4,6 × 10⁹ ^{años . [ 78 ]}

Cada estrella genera un viento estelar de partículas que provoca una salida continua de gas al espacio. Para la mayoría de las estrellas, la masa perdida es insignificante. El Sol pierde10 ⁻¹⁴ M _☉  cada año, ^{[ 79 ]} o alrededor del 0,01% de su masa total a lo largo de toda su vida. Sin embargo, las estrellas muy masivas pueden perder10 ⁻⁷ a10 ⁻⁵ M _☉  cada año, afectando significativamente su evolución. ^{[ 80 ]} 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. ^{[ 81 ]} 

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 (10 ¹⁰ ) años. Las estrellas masivas consumen su combustible muy rápidamente y tienen una vida corta. Las estrellas de baja masa consumen su combustible muy lentamente. Las estrellas menos masivas que 0,25 M _☉ , llamadas enanas rojas , son capaces de fusionar casi toda su masa, mientras que las estrellas de aproximadamente 1 M _☉ solo pueden fusionar alrededor del 10% de su masa. La combinación de su lento consumo de combustible y su suministro de combustible utilizable relativamente grande permite que las estrellas de baja masa duren alrededor de un billón (  10 × 10 ¹² ) años; la más extrema de 0,08 M _​​☉ durará unos 12 billones de años. Las enanas rojas se vuelven más calientes y luminosas a medida que acumulan helio. Cuando finalmente se les acaba el hidrógeno, se contraen en una enana blanca y disminuye su temperatura. ^{[ 61 ]} Dado que la vida útil de tales estrellas es mayor que la edad actual del universo (13.800 millones de años), no se espera que ninguna estrella por debajo de unos 0,85 M _☉ ^{[ 82 ]} se haya salido de la secuencia principal.    

Además de la masa, los elementos más pesados ​​que el helio pueden desempeñar un papel importante en la evolución de las estrellas. Los astrónomos denominan "metales" a todos los elementos más pesados ​​que el 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 en consumir su combustible y controla la formación de sus campos magnéticos, ^{[ 83 ]} lo que afecta la fuerza de su viento estelar. ^{[ 84 ]} Las estrellas más antiguas, de población II , tienen una metalicidad sustancialmente menor que las estrellas más jóvenes, de población I, debido a la composición de las nubes moleculares de las que se formaron. Con el tiempo, dichas nubes se enriquecen cada vez más en elementos más pesados ​​a medida que las estrellas más antiguas mueren y pierden porciones de sus atmósferas . ^{[ 85 ]}

Secuencia posterior a la principal

Cuando las estrellas de al menos 0,4 M _☉ ^{[ 86 ]} agotan el suministro de hidrógeno en su núcleo, comienzan a fusionar hidrógeno en una envoltura que rodea el núcleo de helio. Las capas exteriores de la estrella se expanden y se enfrían enormemente a medida que se transforman en una gigante roja . En algunos casos, fusionarán elementos más pesados ​​en el núcleo o en envolturas alrededor del núcleo. A medida que las estrellas se expanden, expulsan parte de su masa, enriquecida con esos elementos más pesados, al entorno interestelar, para ser reciclada posteriormente como nuevas estrellas. ^{[ 87 ]} En unos 5 mil millones de años, cuando el Sol entre en la fase de combustión 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. ^{[ 78 ] [ 88 ]}   

A medida que la capa de combustión de hidrógeno produce más helio, el núcleo aumenta en masa y temperatura. En una gigante roja de hasta 2,25 M☉ , la masa del núcleo de helio se degenera antes de la fusión del helio . Finalmente, cuando la temperatura aumenta lo suficiente, la fusión del helio del núcleo comienza de forma explosiva en lo que se denomina un _destello 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 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 cúmulo rojo , quemando helio lentamente, antes de que la envoltura convectiva exterior colapse y la estrella se mueva a la rama horizontal. ^{[ 89 ]} 

Después de que una estrella ha fusionado el helio de su núcleo, comienza a fusionar helio a lo largo de una capa que rodea el núcleo caliente de carbono. La estrella sigue entonces una trayectoria evolutiva denominada rama gigante asintótica (AGB), que es paralela a la otra fase de gigante roja descrita, pero con una mayor luminosidad. Las estrellas AGB más masivas pueden experimentar un breve período de fusión de carbono antes de que el núcleo se vuelva degenerado. Durante la fase AGB, las estrellas experimentan pulsos térmicos debido a inestabilidades en el núcleo. En estos pulsos térmicos, la luminosidad de la estrella varía y se expulsa materia de su atmósfera, formando finalmente una nebulosa planetaria. Entre el 50 y el 70 % de la masa de una estrella puede ser expulsada en este proceso de pérdida de masa . Dado que el transporte de energía en una estrella AGB se produce principalmente por convección , este material expulsado se enriquece con los productos de fusión extraídos del núcleo. Por lo tanto, la nebulosa planetaria se enriquece con elementos como el carbono y el oxígeno. En última instancia, la nebulosa planetaria se dispersa, enriqueciendo el medio interestelar general. ^{[ 90 ]} Por lo tanto, las futuras generaciones de estrellas están hechas de la "materia estelar" de estrellas pasadas. ^{[ 91 ]}

Estrellas enormes

Durante su fase de combustión de helio, una estrella de más de 9 masas solares se expande para formar primero una supergigante azul y luego una supergigante roja . Las estrellas particularmente masivas (que superan las 40 masas solares, como Alnilam , la supergigante azul central del Cinturón de Orión ) ^{[ 92 ]} no se convierten en supergigantes rojas debido a la alta pérdida de masa. ^{[ 93 ]} Estas pueden evolucionar en cambio a una estrella Wolf-Rayet , caracterizada por espectros dominados por líneas de emisión de elementos más pesados ​​que el hidrógeno, que han alcanzado la superficie debido a una fuerte convección y una intensa pérdida de masa, o por el desprendimiento de las capas exteriores. ^{[ 94 ]}

Cuando el helio se agota en el núcleo de una estrella masiva, este se contrae y la temperatura y la presión aumentan lo suficiente como para fusionar carbono (véase Proceso de combustión del carbono ). Este proceso continúa, y las etapas sucesivas se alimentan de neón (véase Proceso de combustión del neón ), oxígeno (véase Proceso de combustión del oxígeno ) y silicio (véase Proceso de combustión del silicio ). Cerca del final de la vida de la estrella, la fusión continúa a lo largo de una serie de capas concéntricas dentro de la estrella masiva. Cada capa fusiona un elemento diferente: la capa más externa fusiona hidrógeno, la siguiente helio, y así sucesivamente. ^{[ 95 ]}

La etapa final ocurre cuando una estrella masiva comienza a producir hierro. Dado que los núcleos de hierro están más fuertemente unidos que cualquier núcleo más pesado, cualquier fusión más allá del hierro no produce una liberación neta de energía. ^{[ 96 ]}

Algunas estrellas masivas, en particular las variables azules luminosas , son muy inestables hasta el punto de que expulsan violentamente su masa al espacio en eventos conocidos como supernovas falsas , volviéndose significativamente más brillantes en el proceso. Eta Carinae es conocida por haber experimentado una supernova falsa, la Gran Erupción, en el siglo XIX.

Colapsar

A medida que el núcleo de una estrella se contrae, la intensidad de la radiación de su superficie aumenta, creando una presión de radiación sobre la capa exterior de gas que empuja esas capas hacia afuera, formando una nebulosa planetaria. Si lo que queda después de que la atmósfera exterior se ha desprendido es menos de aproximadamente 1,4 M☉ , se contrae hasta convertirse en un objeto relativamente pequeño del tamaño de la Tierra, conocido como enana blanca . Las enanas blancas carecen de la masa _necesaria para que se produzca una mayor compresión gravitacional. ^{[ 97 ]} La materia degenerada de electrones dentro de una enana blanca ya no es plasma. Finalmente, las enanas blancas se desvanecen en enanas negras durante un período de tiempo muy largo. ^{[ 98 ]} 

En las estrellas masivas, la fusión continúa hasta que el núcleo de hierro crece tanto (más de 1,4 M☉ ₎ que ya no puede sostener su propia masa. Este núcleo colapsa repentinamente cuando sus electrones son impulsados ​​hacia sus protones, formando neutrones, neutrinos y rayos gamma en una explosión de captura electrónica y desintegración beta inversa . La onda expansiva formada por este colapso repentino provoca que el resto de la estrella explote en una supernova. Las supernovas se vuelven tan brillantes que pueden eclipsar brevemente a toda la galaxia de origen de la estrella. Cuando ocurren dentro de la Vía Láctea, históricamente las supernovas han sido observadas a simple vista como "estrellas nuevas" donde aparentemente no existía ninguna antes. ^{[ 99 ]} 

Una explosión de supernova expulsa las capas exteriores de la estrella, dejando un remanente como la Nebulosa del Cangrejo. ^{[ 99 ]} El núcleo se comprime formando una estrella de neutrones , que a veces se manifiesta como un púlsar o un estallido de rayos X. En el caso de las estrellas más grandes, el remanente es un agujero negro de más de 4 M _☉ . ^{[ 100 ]} En una estrella de neutrones, la materia se encuentra en un estado conocido como materia degenerada de neutrones , con una forma más exótica de materia degenerada, materia QCD , posiblemente presente en el núcleo. ^{[ 101 ]} 

Las capas exteriores expulsadas de las estrellas moribundas contienen elementos pesados, que pueden reciclarse durante la formación de nuevas estrellas. Estos elementos pesados ​​permiten la formación de planetas rocosos. El flujo de salida de las supernovas y el viento estelar de las estrellas grandes desempeñan un papel importante en la configuración del medio interestelar. ^{[ 99 ]}

estrellas binarias

La evolución de las estrellas binarias puede diferir significativamente de la de las estrellas individuales de la misma masa. Por ejemplo, cuando una estrella se expande hasta convertirse en una gigante roja, puede desbordar su lóbulo de Roche , la región circundante donde el material está ligado gravitacionalmente a ella; si las estrellas en un sistema binario están lo suficientemente cerca, parte de ese material puede desbordarse hacia la otra estrella, dando lugar a fenómenos como binarias de contacto , binarias de envoltura común , variables cataclísmicas , rezagadas azules ^{[ 102 ]} y supernovas de tipo Ia . La transferencia de masa conduce a casos como la paradoja de Algol , donde la estrella más evolucionada en un sistema es la menos masiva ^{[ 103 ] .}

La evolución de los sistemas estelares binarios y de orden superior es objeto de intensa investigación, dado el gran número de estrellas que se han encontrado formando parte de sistemas binarios. Alrededor de la mitad de las estrellas similares al Sol, e incluso una proporción mayor de las estrellas más masivas, se forman en sistemas múltiples, lo que puede influir considerablemente en fenómenos como las novas y supernovas, la formación de ciertos tipos de estrellas y el enriquecimiento del espacio con productos de nucleosíntesis. ^{[ 104 ]}

La influencia de la evolución de las estrellas binarias en la formación de estrellas masivas evolucionadas, como las variables azules luminosas , las estrellas Wolf-Rayet y los progenitores de ciertas clases de supernovas de colapso de núcleo, sigue siendo objeto de debate. Es posible que las estrellas masivas individuales no puedan expulsar sus capas exteriores con la suficiente rapidez como para formar los tipos y la cantidad de estrellas evolucionadas que se observan, o para producir progenitores que explotarían como las supernovas observadas. Algunos astrónomos consideran que la transferencia de masa mediante el desprendimiento gravitacional en sistemas binarios es la solución a este problema. ^{[ 105 ] [ 106 ] [ 107 ]}

Las estrellas no están distribuidas uniformemente por todo el universo, sino que normalmente se agrupan en galaxias junto con el gas y el polvo interestelar. Una galaxia grande típica como la Vía Láctea contiene cientos de miles de millones de estrellas. Hay más de 2  billones (10 ¹² ) galaxias, aunque la mayoría tienen menos del 10% de la masa de la Vía Láctea. ^{[ 108 ]} En general, es probable que haya entre10 ²² y10 ²⁴ estrellas, ^{[ 109 ] [ 110 ]} que son más estrellas que todos los granos de arena del planeta Tierra. ^{[ 111 ] [ 112 ] [ 113 ]} La mayoría de las estrellas están dentro de galaxias, pero entre el 10 y el 50% de la luz estelar en grandes cúmulos de galaxias puede provenir de estrellas fuera de cualquier galaxia. ^{[ 114 ] [ 115 ] [ 116 ]}

Un sistema multiestelar consta de dos o más estrellas ligadas gravitacionalmente que orbitan entre sí . El sistema multiestelar más simple y común es un sistema binario, pero existen sistemas de tres o más estrellas. Por razones de estabilidad orbital, estos sistemas multiestelares suelen organizarse en conjuntos jerárquicos de estrellas binarias. ^{[ 117 ]} Los grupos más grandes se denominan cúmulos estelares. Estos varían desde asociaciones estelares dispersas con solo unas pocas estrellas hasta cúmulos abiertos con decenas o miles de estrellas, e incluso enormes cúmulos globulares con cientos de miles de estrellas. Estos sistemas orbitan su galaxia anfitriona. Las estrellas de un cúmulo abierto o globular se formaron a partir de la misma nube molecular gigante , por lo que todos los miembros normalmente tienen edades y composiciones similares. ^{[ 90 ]}

Se observan muchas estrellas, y la mayoría o todas podrían haberse formado originalmente en sistemas estelares múltiples ligados gravitacionalmente. Esto es particularmente cierto para las estrellas de clase O y B muy masivas, de las cuales se cree que el 80% forman parte de sistemas estelares múltiples. La proporción de sistemas estelares individuales aumenta al disminuir la masa estelar, de modo que solo se sabe que el 25% de las enanas rojas tienen compañeras estelares. Como el 85% de todas las estrellas son enanas rojas, es probable que más de dos tercios de las estrellas en la Vía Láctea sean enanas rojas individuales. ^{[ 118 ]} En un estudio de 2017 de la nube molecular de Perseo , los astrónomos encontraron que la mayoría de las estrellas recién formadas se encuentran en sistemas binarios. En el modelo que mejor explicaba los datos, todas las estrellas se formaron inicialmente como binarias, aunque algunas binarias se separaron posteriormente y dejaron estrellas individuales. ^{[ 119 ] [ 120 ]}

La estrella más cercana a la Tierra, aparte del Sol, es Próxima Centauri , a 4,2465 años luz (40,175 billones de kilómetros) de distancia. Viajando a la velocidad orbital del Transbordador Espacial , 8 kilómetros por segundo (29 000 kilómetros por hora) , tardaría unos 150 000 años en llegar. ^{[ 121 ]} Esto es típico de las separaciones estelares en los discos galácticos . ^{[ 122 ]} Las estrellas pueden estar mucho más cerca unas de otras en los centros de las galaxias ^{[ 123 ]} y en los cúmulos globulares, ^{[ 124 ]} o mucho más separadas en los halos galácticos . ^{[ 125 ]} 

Debido a las distancias relativamente grandes entre las estrellas fuera del núcleo galáctico, se cree que las colisiones entre estrellas son raras. En regiones más densas, como el núcleo de los cúmulos globulares o el centro galáctico, las colisiones pueden ser más comunes. ^{[ 126 ]} Estas colisiones pueden producir lo que se conoce como rezagadas azules . Estas estrellas anómalas tienen temperaturas superficiales más altas y, por lo tanto, son más azules que las estrellas en el punto de inflexión de la secuencia principal en el cúmulo al que pertenecen; en la evolución estelar estándar, las rezagadas azules ya habrían evolucionado fuera de la secuencia principal y, por lo tanto, no se verían en el cúmulo. ^{[ 127 ]}

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

Composición química

Cuando las estrellas se forman en la actual Vía Láctea, están compuestas de aproximadamente un 71 % de hidrógeno y un 27 % de helio, ^{[ 133 ]} según su masa, con una pequeña fracción de elementos más pesados. Normalmente, la proporción de elementos pesados ​​se mide en función del contenido de hierro en la atmósfera estelar, ya que el hierro es un elemento común y sus líneas de absorción son relativamente fáciles de medir. La proporción de elementos más pesados ​​puede ser un indicador de la probabilidad de que la estrella tenga un sistema planetario. ^{[ 134 ]}

A partir de 2005La estrella con el menor contenido de hierro jamás medido es la enana HE1327-2326, con solo 1/200.000 del contenido de hierro del Sol. ^{[ 135 ]} Por el contrario, la superestrella rica en metales μ Leonis tiene casi el doble de abundancia de hierro que el Sol, mientras que la estrella portadora de planetas 14 Herculis tiene casi el triple de hierro. ^{[ 136 ]} Las estrellas químicamente peculiares muestran abundancias inusuales de ciertos elementos en su espectro; especialmente cromo y elementos de tierras raras . ^{[ 137 ]} Las estrellas con atmósferas exteriores más frías, incluido el Sol, pueden formar varias moléculas diatómicas y poliatómicas. ^{[ 138 ]}

Cinemática

El movimiento de una estrella con respecto al Sol puede proporcionar información útil sobre su origen y edad, así como sobre la estructura y evolución de la galaxia circundante. ^{[ 144 ]} 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 movimiento propio. ^{[ 145 ]}

La velocidad radial se mide mediante el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de la estrella y se expresa en unidades de km/ s . El movimiento propio de una estrella, su paralaje, se determina mediante mediciones astrométricas precisas en unidades de milisegundos de arco (mas) por año. Conociendo el paralaje de la estrella y su distancia, se puede calcular la velocidad del movimiento propio. Junto con la velocidad radial, se puede calcular la velocidad total. Las estrellas con altas tasas de movimiento propio suelen estar relativamente cerca del Sol, lo que las convierte en buenas candidatas para las mediciones de paralaje. ^{[ 146 ]}

Cuando se conocen ambas velocidades de movimiento, se puede calcular la velocidad espacial de la estrella con respecto al Sol o a la galaxia. Entre las estrellas cercanas, se ha descubierto que las estrellas más jóvenes de población I tienen generalmente velocidades más bajas que las estrellas más antiguas de población II. Estas últimas tienen órbitas elípticas inclinadas con respecto al plano de la galaxia. ^{[ 147 ]} Una comparación de la cinemática de las estrellas cercanas ha permitido a los astrónomos rastrear su origen hasta puntos comunes en nubes moleculares gigantes; estos grupos con puntos de origen comunes se denominan asociaciones estelares . ^{[ 148 ]}

Campo magnético

El campo magnético de una estrella se genera en regiones de su interior donde se produce circulación convectiva. Este movimiento de plasma conductor funciona como una dinamo , donde el movimiento de cargas eléctricas induce campos magnéticos, al igual que una dinamo mecánica. Estos campos magnéticos tienen un amplio alcance que se extiende por toda la estrella e incluso más allá. La intensidad del campo magnético varía con la masa y la composición de la estrella, y la cantidad de actividad magnética superficial depende de su velocidad de rotación. Esta actividad superficial produce manchas estelares , que son regiones con campos magnéticos intensos y temperaturas superficiales inferiores a lo normal. Los bucles coronales son líneas de flujo magnético arqueadas que se elevan desde la superficie de la estrella hacia su atmósfera exterior, la corona. Los bucles coronales se pueden observar debido al plasma que conducen a lo largo de su longitud. Las llamaradas estelares son explosiones de partículas de alta energía que se emiten debido a la misma actividad magnética. ^{[ 149 ]}

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 que reduce gradualmente la velocidad de rotación con el tiempo. Por lo tanto, las estrellas más viejas, como el Sol, tienen una velocidad de rotación mucho más lenta y un menor nivel de actividad superficial. Los niveles de actividad de las estrellas que giran lentamente tienden a variar de forma cíclica y pueden detenerse por completo durante ciertos períodos. ^{[ 150 ]} Durante el Mínimo de Maunder , por ejemplo, el Sol experimentó un período de 70 años con casi ninguna actividad de manchas solares. ^{[ 151 ]}

Masa

Las estrellas tienen masas que van desde menos de la mitad de la masa solar hasta más de 200 masas solares (véase Lista de las estrellas más masivas ). Una de las estrellas más masivas conocidas es Eta Carinae , ^{[ 152 ]} que, con 100 a 150  veces la masa del Sol, tendrá una vida útil de solo unos pocos millones de años. Los estudios de los cúmulos abiertos más masivos sugieren 150 M☉ como un límite superior aproximado para las estrellas en _la era actual del universo. ^{[ 153 ]} Esto representa un valor empírico para el límite teórico de la masa de las estrellas en formación debido al aumento de la presión de radiación sobre la nube de gas en acreción. Se han medido varias estrellas en el cúmulo R136 en la Gran Nube de Magallanes con masas mayores, ^{[ 154 ]} pero se ha determinado que podrían haberse creado a través de la colisión y fusión de estrellas masivas en sistemas binarios cercanos, eludiendo el límite _de 150 M☉ para la formación de estrellas masivas. ^{[ 155 ]}  

Las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang podrían haber sido más grandes, de hasta 300 M☉ , _[ ^{156 ]} debido a la ausencia total de elementos más pesados ​​que el litio en su composición. Es probable que esta generación de estrellas supermasivas de población III ^haya existido en el universo primitivo (es decir, se observa que tienen un alto corrimiento al rojo) y que haya comenzado la producción de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno , necesarios para la posterior formación de planetas y vida. En junio de 2015, los astrónomos informaron sobre la existencia de estrellas de población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 a z = 6,60 . ^{[ 157 ] [ 158 ]} 

Con una masa de solo 80  veces la de Júpiter ( M _J ), 2MASS J0523-1403 es la estrella más pequeña conocida que experimenta fusión nuclear en su núcleo. ^{[ 159 ]} Para estrellas con metalicidad similar a la del Sol, la masa mínima teórica que la estrella puede tener y aún experimentar fusión en el núcleo, se estima en alrededor de 75 M _J. ^{[ 160} ] ^{[ 161 ] Cuando la metalicidad es muy baja, el tamaño mínimo de la} estrella parece ser alrededor del 8,3% de la masa solar, o alrededor de 87 M _J. ^{[ 161 ] [ 162 ]} Los cuerpos más pequeños llamados enanas marrones , ocupan un área gris mal definida entre las estrellas y los gigantes gaseosos . ^{[ 160 ] [ 161 ]}

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 ocurre lo contrario con las estrellas compactas y degeneradas, como las enanas blancas. La gravedad superficial puede influir en la apariencia del espectro estelar, ya que una mayor gravedad provoca un ensanchamiento de las líneas de absorción . ^{[ 36 ]}

La energía producida por las estrellas, producto de la fusión nuclear, se irradia al espacio tanto en forma de radiación electromagnética como de radiación de partículas . La radiación de partículas emitida por una estrella se manifiesta como el viento estelar, ^{[ 174 ]} que fluye desde las capas exteriores como protones cargados eléctricamente y partículas alfa y beta . Un flujo constante de neutrinos casi sin masa emana directamente del núcleo de la estrella. ^{[ 175 ]}

La producción de energía en el núcleo es la razón por la que las estrellas brillan con tanta intensidad: 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 del producto de la fusión nuclear. Esta energía se convierte en otras formas de energía electromagnética de menor frecuencia, como la luz visible, antes de llegar a las capas exteriores de la estrella. ^{[ 176 ]}

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 . ^{[ 177 ]} Además de la luz visible, las estrellas emiten formas de radiación electromagnética 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 el 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 información sobre la física de la estrella. ^{[ 175 ]}

Utilizando el espectro estelar , los astrónomos pueden determinar la temperatura superficial, la gravedad superficial , la metalicidad y la velocidad de rotación de una estrella. Si se conoce la distancia de la estrella, por ejemplo, midiendo la paralaje, se puede calcular su luminosidad. A partir de modelos estelares, se pueden estimar la masa, el radio, la gravedad superficial y el período de rotación. (La masa de las estrellas en sistemas binarios se puede calcular midiendo sus velocidades y distancias orbitales. Se ha utilizado la microlente gravitacional para medir la masa de una sola estrella. ^{[ 178 ]} ) Con estos parámetros, los astrónomos pueden estimar la edad de la estrella. ^{[ 179 ]}

El sistema actual de clasificación estelar se originó a principios del siglo XX, cuando las estrellas se clasificaban de la A a la Q según la intensidad de la línea de hidrógeno . ^{[ 192 ]} Se creía que la intensidad de la línea de hidrógeno era una simple función lineal de la temperatura. Sin embargo, era más compleja: se intensificaba con el aumento de la temperatura, alcanzaba su máximo cerca de los 9000  K y luego disminuía a temperaturas más altas. Posteriormente, las clasificaciones se reordenaron según la temperatura, en la que se basa el esquema moderno. ^{[ 193 ]}

Las estrellas se clasifican con una sola letra según sus espectros, desde el tipo O , que son muy calientes, hasta el tipo M , que son tan frías que pueden formarse moléculas en sus atmósferas. Las clasificaciones principales, en orden decreciente de temperatura superficial, son: O, B, A, F, G, K y M. A una variedad de tipos espectrales raros se les asignan clasificaciones especiales. Las más comunes son los tipos L y T , que clasifican a las estrellas de baja masa más frías y a las enanas marrones. Cada letra tiene 10 subdivisiones, numeradas del 0 al 9, en orden decreciente de temperatura. Sin embargo, este sistema falla a temperaturas extremadamente altas, ya que las clases O0 y O1 pueden no existir. ^{[ 194 ]}

Además, las estrellas pueden clasificarse según los efectos de luminosidad que se encuentran en sus líneas espectrales, las cuales corresponden a su tamaño espacial y están determinadas por su gravedad superficial. Estas van desde 0 ( hipergigantes ) hasta III ( gigantes ) y V (enanas de la secuencia principal); algunos autores añaden VII (enanas blancas). Las estrellas de la secuencia principal se sitúan a lo largo de una banda diagonal estrecha cuando se representan gráficamente según su magnitud absoluta y tipo espectral. ^{[ 194 ]} El Sol es una enana amarilla G2V de la secuencia principal, de temperatura intermedia y tamaño ordinario. ^{[ 195 ]}

Existe una nomenclatura adicional en forma de letras minúsculas añadidas al final del tipo espectral para indicar características particulares del espectro. Por ejemplo, una " e " puede indicar la presencia de líneas de emisión; una " m " representa niveles inusualmente altos de metales, y " var " puede significar variaciones en el tipo espectral. ^{[ 194 ]}

Las estrellas enanas blancas tienen su propia clase que comienza con la letra D. Esta se subdivide a su vez en las clases DA , DB , DC , DO , DZ y DQ , según los tipos de líneas prominentes que se encuentran en el espectro. A esto le sigue un valor numérico que indica la temperatura. ^{[ 196 ]}

Las estrellas variables presentan cambios periódicos o aleatorios en su luminosidad debido a propiedades intrínsecas o extrínsecas. De las estrellas intrínsecamente variables, los tipos primarios se pueden subdividir en tres grupos principales.

Durante su evolución estelar, algunas estrellas atraviesan fases en las que pueden convertirse en variables pulsantes. Las estrellas variables pulsantes varían en radio y luminosidad con el tiempo, expandiéndose y contrayéndose con periodos que van desde minutos hasta años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta categoría incluye las estrellas cefeidas y similares a las cefeidas , y variables de largo periodo como Mira . ^{[ 197 ]}

Las variables eruptivas son estrellas que experimentan aumentos repentinos de luminosidad debido a llamaradas o eventos de eyección de masa. ^{[ 197 ]} Este grupo incluye protoestrellas, estrellas 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 novas y supernovas. Un sistema estelar binario que incluye una enana blanca cercana puede producir ciertos tipos de estas espectaculares explosiones estelares, incluyendo la nova y una supernova de tipo Ia. ^{[ 89 ]} La explosión se crea cuando la enana blanca acumula hidrógeno de la estrella compañera, aumentando su masa hasta que el hidrógeno se fusiona. ^{[ 198 ]} Algunas novas son recurrentes, con estallidos periódicos de amplitud moderada. ^{[ 197 ]}

Las estrellas pueden variar en luminosidad debido a factores extrínsecos, como las binarias eclipsantes, así como las estrellas en rotación que producen manchas estelares extremas. ^{[ 197 ]} Un ejemplo notable de una binaria eclipsante es Algol, que varía regularmente en magnitud de 2,1 a 3,4 en un período de 2,87 días. ^{[ 199 ]}

El interior de una estrella estable se encuentra en un estado de equilibrio hidrostático : las fuerzas que actúan sobre cualquier pequeño volumen se contrarrestan casi exactamente entre sí. Las fuerzas equilibradas son la fuerza gravitatoria hacia el interior y una fuerza hacia el exterior debida al gradiente de presión dentro de la estrella. El gradiente de presión se establece por el gradiente 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 gigante es al menos del orden de10 ⁷  K . La temperatura y presión resultantes en el núcleo de combustión de hidrógeno de una estrella de secuencia principal son suficientes para que ocurra la fusión nuclear y se produzca suficiente energía para evitar un mayor colapso de la estrella. ^{[ 200 ] [ 201 ]}

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 de helio que aumenta lenta pero constantemente en el núcleo. Finalmente, el contenido de helio se vuelve predominante y la producción de energía cesa en el núcleo. En cambio, para las estrellas de más de _0,4 M☉ , la fusión ocurre en una capa que se expande lentamente alrededor del núcleo de helio degenerado . ^{[ 202 ]} 

Además del equilibrio hidrostático, el interior de una estrella estable mantendrá un balance energético de equilibrio térmico . Existe un gradiente de temperatura radial en todo el interior que produce un flujo de energía hacia el exterior. El flujo de energía saliente de cualquier capa dentro de la estrella coincidirá exactamente con el flujo entrante desde abajo. ^{[ 203 ]}

La zona de radiación es la región del interior estelar donde el flujo de energía hacia el exterior depende de la transferencia de calor radiativa, ya que la transferencia de calor convectiva es ineficiente en esa zona. En esta región, el plasma no se perturbará y cualquier movimiento de masa se extinguirá. Donde esto no ocurre, el plasma se vuelve inestable y se produce convección, formando una zona de convección . Esto puede ocurrir, por ejemplo, en regiones donde se producen flujos de energía muy altos, como cerca del núcleo o en áreas con alta opacidad (lo que hace que la transferencia de calor radiativa sea ineficiente), como en la envoltura exterior. ^{[ 201 ]}

La ocurrencia de convección en la envoltura exterior 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 en el interior profundo y una zona radiactiva en las capas exteriores. Las estrellas más pequeñas, como el Sol, son justo lo contrario, con la zona convectiva ubicada en las capas exteriores. ^{[ 204 ]} Las estrellas enanas rojas con menos de 0,4 M _☉ son convectivas en toda su extensión, lo que impide la acumulación de un núcleo de helio. ^{[ 86 ]} Para la mayoría de las estrellas, las zonas convectivas variarán con el tiempo a medida que la estrella envejezca y se modifique la constitución del interior. ^{[ 201 ]} 

La fotosfera es la porción de una estrella visible para un observador. Es la capa donde el plasma estelar se vuelve transparente a los fotones de luz. Desde aquí, la energía generada en el núcleo se propaga libremente por el espacio. Es dentro de la fotosfera donde aparecen las manchas solares , regiones con una temperatura inferior a la media. ^{[ 205 ]}

Por encima del nivel de la fotosfera se encuentra la atmósfera estelar. En una estrella de la 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 las espículas y comienzan las llamaradas estelares . Por encima de esta se encuentra la región de transición, donde la temperatura aumenta rápidamente en una distancia de solo 100 km (62 mi) . Más allá de esto está la corona , un volumen de plasma sobrecalentado que puede extenderse hacia afuera hasta varios millones de kilómetros. ^{[ 206 ]} La existencia de una corona parece depender de una zona convectiva en las capas exteriores de la estrella. ^{[ 204 ]} A pesar de su alta temperatura, la corona emite muy poca luz, debido a su baja densidad de gas. ^{[ 207 ]} La región de la corona del Sol normalmente solo es visible durante un eclipse solar .  

Desde la corona, un viento estelar de partículas de plasma se expande hacia afuera de la estrella, hasta que interactúa con el medio interestelar. En el caso del Sol, la influencia de su viento solar se extiende por toda una región en forma de burbuja llamada heliosfera . ^{[ 208 ]}

Descripción general de la cadena protón-protón

El ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno

Cuando los núcleos se fusionan, la masa del producto resultante es menor que la masa de las partes originales. Esta masa perdida se convierte en energía electromagnética, según la relación de equivalencia masa-energía.${\displaystyle E=mc^{2}}$. ^{[ 209 ]} En los núcleos de las estrellas se producen diversas reacciones de fusión nuclear, que dependen de su masa y composición.

El proceso de fusión de hidrógeno es sensible a la temperatura, por lo que un aumento moderado en la temperatura del núcleo resultará en un aumento significativo en la tasa de fusión. Como resultado, la temperatura del núcleo de las estrellas de la secuencia principal solo varía de 4  millones de kelvin para una pequeña estrella de clase M a 40  millones de kelvin para una estrella masiva de clase O. ^{[ 172 ]}

En el Sol, con un núcleo de 16 millones de kelvin, el hidrógeno se fusiona para formar helio en la reacción en cadena protón-protón : ^{[ 210 ]}

4 ¹ H → 2 ² H + 2 e ⁺ + 2 ν _e (2 x 0,4 M eV )

2 mi ⁺ + 2 mi ⁻ → 2 γ (2 x 1,0 MeV)

2 ¹ H + 2 ² H → 2 ³ He + 2 γ (2 x 5,5 MeV)

2 ³ He → ⁴ He + 2 ¹ H (12,9 MeV)

Hay un par de caminos más, en los que ³ He y ⁴ He se combinan para formar ⁷ Be, que eventualmente (con la adición de otro protón) produce dos ⁴ He, una ganancia de uno.

Todas estas reacciones dan como resultado la reacción global:

4 ¹ H → ⁴ He + 2γ + 2ν _e (26,7 MeV)

donde γ es un fotón de rayos gamma, νe _es un neutrino, y H y He son isótopos de hidrógeno y helio, respectivamente. La energía liberada por esta reacción se mide en millones de electronvoltios. Cada reacción individual produce una cantidad ínfima de energía, pero debido a que se producen constantemente muchísimas de estas reacciones, generan toda la energía necesaria para mantener la emisión de radiación de la estrella. En comparación, la combustión de dos moléculas de hidrógeno con una de oxígeno libera solo 5,7 eV.

En las estrellas más masivas, el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono llamado ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno . ^{[ 210 ]}

En estrellas evolucionadas con núcleos a 100  millones de kelvin y masas entre 0,5 y 10 M _☉ , el helio puede transformarse en carbono en el proceso triple alfa que utiliza el elemento intermedio berilio : ^{[ 210 ]} 

⁴ He + ⁴ He + 92 keV → ^8* Be

⁴ He + ^8* Be + 67 keV → ^12* C

^12* C → ¹² C + γ + 7,4 MeV

Para una reacción general de:

3 ⁴ He → ¹² C + γ + 7,2 MeV

En las estrellas masivas, los elementos más pesados ​​pueden quemarse en un núcleo en contracción mediante los procesos de fusión del neón y del oxígeno . La etapa final del proceso de nucleosíntesis estelar es la fusión del silicio , que produce el isótopo estable hierro-56. ^{[ 210 ]} Cualquier fusión adicional sería un proceso endotérmico que consume energía, por lo que solo se puede producir energía adicional mediante el colapso gravitacional.

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