Estrella

Una estrella es un esferoide luminoso de plasma que se mantiene 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 las hacen aparecer como puntos fijos de luz. Las estrellas más prominentes se han categorizado en constelaciones y asterismos , y muchas de las estrellas más brillantes tienen nombres propios . Los astrónomos han reunido catálogos de estrellas que identifican las estrellas conocidas y proporcionan designaciones estelares estandarizadas . El universo observable contiene aproximadamente10 ²² a10 ²⁴ estrellas. Solo unas 4.000 de estas estrellas son visibles a simple vista, todas ellas dentro de la Vía Láctea . ^[2]

La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno , helio y elementos traza más pesados. Su masa total determina principalmente su evolución y destino final. Una estrella brilla durante la mayor parte de su vida activa debido a la fusión termonuclear de hidrógeno en helio en su núcleo. Este proceso libera energía que atraviesa el interior de la estrella y se irradia al espacio exterior . Al final de la vida de una estrella como fusor , su núcleo se convierte en un remanente estelar : una enana blanca , una estrella de neutrones o, si es lo 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 enriquecido químicamente al medio interestelar . Estos elementos luego se reciclan en nuevas estrellas. Los astrónomos pueden determinar las propiedades estelares, incluida la masa, la edad, la metalicidad (composición química), la variabilidad , la distancia y el movimiento a través del espacio , al realizar observaciones del brillo aparente de una estrella , el 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 en estrecha proximidad, su interacción gravitacional puede afectar significativamente su evolución. Las estrellas pueden formar parte de una estructura mucho más grande unida gravitacionalmente, como un cúmulo estelar o una galaxia.

La palabra "estrella" deriva en última instancia de la raíz protoindoeuropea "h₂stḗr", que también significa estrella, pero que se puede analizar más a fondo como h₂eh₁s- ("quemar", también la fuente de la palabra "ceniza") + -tēr (sufijo agentivo). Compárese con el latín stella , el griego aster y el alemán Stern . Algunos eruditos ^{[ ¿quiénes? ]} creen que la palabra es un préstamo del acadio " istar " ( Venus ). "Estrella" es cognado (comparte la misma raíz) con las siguientes palabras: asterisco , asteroide , astral, constelación , Esther . ^[3]

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 celestial , 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 en relación con las estrellas fijas durante días o semanas. ^[6] Muchos astrónomos antiguos creían que las estrellas estaban fijadas 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. ^[4] El movimiento del Sol contra las estrellas de fondo (y el horizonte) se utilizó para crear calendarios , que podrían usarse para regular las prácticas agrícolas. ^[7] El calendario gregoriano , que actualmente se usa en casi todas partes del mundo, es un calendario solar basado en el ángulo del eje de rotación de la Tierra en relación con su estrella local, el Sol.

El mapa estelar datado con precisión más antiguo fue el resultado de la astronomía del antiguo Egipto en 1534 a. C. ^[8] Los primeros catálogos estelares conocidos fueron compilados por los antiguos astrónomos babilónicos de Mesopotamia a fines del segundo milenio a. C., durante el Período Kasita ( c.  1531 a. C.  – c.  1155 a. C. ). ^[9]

El primer catálogo de estrellas de la astronomía griega fue creado por Aristóteles aproximadamente en el año 300 a. C., con la ayuda de Timocaris . ^[10] El catálogo de estrellas de Hiparco (siglo II a. C.) incluía 1.020 estrellas y se utilizó para ensamblar el catálogo de estrellas de Ptolomeo . ^{[11] Hiparco es conocido por el descubrimiento de la primera} nova (nueva estrella) registrada . ^[12] Muchas de las constelaciones y nombres de estrellas que se usan hoy en día derivan de la astronomía griega.

A pesar de la aparente inmutabilidad de los cielos, los astrónomos chinos eran conscientes de que podían aparecer nuevas estrellas. ^[13] En 185 d. C., fueron los primeros en observar y escribir sobre una supernova , ahora conocida como SN 185. [ ^14] El evento estelar más brillante en la historia registrada fue la supernova SN 1006 , que fue observada en 1006 y sobre la que escribieron el astrónomo egipcio Ali ibn Ridwan y varios astrónomos chinos. ^[15] La supernova SN 1054 , que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo , también fue observada por astrónomos chinos e islámicos. ^{[16] [17] [18]}

Los astrónomos islámicos medievales dieron nombres árabes a muchas estrellas que todavía se usan hoy e inventaron numerosos instrumentos astronómicos que podían calcular las posiciones de las estrellas. Construyeron los primeros grandes institutos de investigación de observatorios , principalmente para producir catálogos de estrellas Zij ^{. [19]} Entre estos, el Libro de las estrellas fijas (964) fue escrito por el astrónomo persa Abd al-Rahman al-Sufi , quien observó una serie de estrellas, cúmulos estelares (incluidos el Ómicron Velorum y los cúmulos de Brocchi ) y galaxias (incluida la galaxia de Andrómeda ). ^[20] Según A. Zahoor, en el siglo XI, el erudito y polímata persa Abu Rayhan Biruni describió la galaxia de la Vía Láctea como una multitud de fragmentos que tenían las propiedades de estrellas nebulosas , y dio las latitudes de varias estrellas durante un eclipse lunar en 1019. ^[21]

Según Josep Puig, el astrónomo andaluz 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 la refracción del material sublunar, citando su observación de la conjunción de Júpiter y Marte en 500 AH (1106/1107 d. C.) como evidencia. ^[22] 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 podrían tener otros planetas , posiblemente incluso similares a la Tierra, en órbita alrededor de ellas, ^[23] una idea que había sido sugerida anteriormente por los antiguos filósofos griegos , Demócrito y Epicuro , ^{[24] y por} cosmólogos islámicos medievales ^[25] como Fakhr al-Din al-Razi . ^[26] En 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 de manera uniforme en todas las direcciones, una idea impulsada por el teólogo Richard Bentley . ^[27]

El astrónomo italiano Geminiano Montanari registró la observación de variaciones en la luminosidad de la estrella Algol en 1667. 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. ^[23]

William Herschel fue el primer astrónomo que intentó determinar la distribución de las estrellas en el cielo. Durante la década de 1780, estableció una serie de medidores en 600 direcciones y contó las estrellas observadas a lo largo de cada línea de visión. A partir de esto, dedujo que el número de estrellas aumentaba constantemente hacia un lado del cielo, en dirección al núcleo de la Vía Láctea . Su hijo John Herschel repitió este estudio en el hemisferio sur y encontró un aumento correspondiente en la misma dirección. ^[28] 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. ^[29]

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 fuerza 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 . ^[30] La versión moderna del esquema de clasificación estelar fue desarrollada por Annie J. Cannon a principios del siglo XX. ^[31]

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 los cielos. ^[23] La observación de estrellas dobles ganó cada vez más importancia durante el siglo XIX. En 1834, Friedrich Bessel observó cambios en el movimiento propio de la estrella Sirio e infirió una compañera oculta. Edward Pickering descubrió el primer binario espectroscópico en 1899 cuando observó 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 a partir del cálculo de 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. ^[32]

El siglo XX fue testigo de 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, se podían determinar comparando la magnitud visual con la magnitud fotográfica . El desarrollo del fotómetro fotoeléctrico permitió realizar mediciones precisas de la 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 del Monte Wilson . ^[33]

Durante las primeras décadas del siglo XX se produjeron importantes trabajos teóricos sobre la estructura física de las estrellas. En 1913 se desarrolló el diagrama de Hertzsprung-Russell , que impulsó el estudio astrofísico de las estrellas. Se desarrollaron modelos exitosos para explicar los interiores de las estrellas y la evolución estelar. Cecilia Payne-Gaposchkin fue la primera en proponer que las estrellas estaban compuestas principalmente de hidrógeno y helio en su tesis doctoral de 1925. ^[34] Los espectros de las estrellas se comprendieron mejor gracias a los avances en física cuántica . Esto permitió determinar la composición química de la atmósfera estelar. ^[35]

Con la excepción de eventos raros como supernovas e impostores de supernovas , las estrellas individuales se han observado principalmente en el Grupo Local , ^[36] y especialmente en la parte visible de la Vía Láctea (como lo demuestran los catálogos de estrellas detallados disponibles para la galaxia Vía Láctea) y sus satélites. ^[37] Se han observado estrellas individuales como las variables Cefeidas en las galaxias M87 ^[38] y M100 del Cúmulo de Virgo , ^[39] así como estrellas luminosas en algunas otras galaxias relativamente cercanas. ^[40] Con la ayuda de lentes gravitacionales , se ha observado una sola estrella (llamada Ícaro ) a 9 mil millones de años luz de distancia. ^{[41] [42]}

El concepto de constelación ya existía en el período babilónico . Los antiguos observadores del cielo imaginaban que las formaciones prominentes de estrellas formaban patrones y los asociaban con aspectos particulares de la naturaleza o sus mitos. Doce de estas formaciones se encontraban a lo largo de la franja de la eclíptica y se convirtieron en la base de la astrología . ^[43] Muchas de las estrellas individuales más prominentes recibieron nombres, en particular con designaciones árabes o latinas .

Además de ciertas constelaciones y el propio Sol, las estrellas individuales tienen sus propios mitos . ^[44] Para los antiguos griegos , algunas "estrellas", conocidas como planetas (griego πλανήτης (planētēs), que significa "vagabundo"), representaban varias deidades importantes, de las que se tomaron los nombres de los planetas Mercurio , Venus , Marte , Júpiter y Saturno . ^[44] ( Urano y Neptuno eran dioses griegos y romanos , pero ninguno de los dos planetas era conocido en la Antigüedad debido a su bajo brillo. Sus nombres fueron asignados por astrónomos posteriores).

Hacia 1600, los nombres de las constelaciones se utilizaban para nombrar a las estrellas en las regiones correspondientes del cielo. El astrónomo alemán Johann Bayer creó una serie de mapas estelares y aplicó letras griegas como designaciones a las estrellas en cada constelación. Más tarde, se inventó un sistema de numeración basado en la ascensión recta de la estrella y se agregó al catálogo de estrellas de John Flamsteed en su libro "Historia coelestis Britannica" (la edición de 1712), por lo que este sistema de numeración pasó a llamarse designación Flamsteed o numeración Flamsteed . ^{[45] [46]}

La autoridad internacionalmente reconocida para nombrar cuerpos celestes es la Unión Astronómica Internacional (UAI). ^[47] La ​​Unión Astronómica Internacional mantiene el Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) ^[48] que cataloga y estandariza los nombres propios de las estrellas. ^[49] Varias empresas privadas venden nombres de estrellas que no son reconocidos por la UAI, los astrónomos profesionales o la comunidad de astronomía amateur. ^[50] La Biblioteca Británica llama a esto una empresa comercial no regulada , ^{[51] [52]} y el Departamento de Protección al Consumidor y al Trabajador de la Ciudad de Nueva York emitió una infracción contra una de esas empresas de nombres de estrellas por participar en una práctica comercial engañosa. ^{[53] [54]}

Aunque los parámetros estelares se pueden expresar en unidades del SI o en unidades gaussianas , suele ser más conveniente expresar la masa , la luminosidad y los radios en unidades solares, según las características del Sol. En 2015, la UAI definió un conjunto de valores solares nominales (definidos como constantes del SI, sin incertidumbres) que se pueden utilizar para citar parámetros estelares:

luminosidad solar nominal	L ☉ =3,828 × 10 26  W [55]
radio solar nominal	R ☉ =6,957 × 10 8  m [55]

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 por la masa solar ( G M _☉ ) se ha determinado con mucha mayor precisión, la UAI definió el parámetro de masa solar nominal como:

parámetro de masa solar nominal:

G M ☉ =1,327 1244 × 10 20  m 3 /s 2 [55]

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 que la masa solar es aproximadamente1,9885 × 10 ³⁰  kg . Aunque los valores exactos de luminosidad, radio, parámetro de masa y masa pueden variar ligeramente en el futuro debido a incertidumbres observacionales, las constantes nominales de la UAI de 2015 seguirán siendo los mismos valores del SI, ya que siguen siendo medidas útiles para citar parámetros estelares.

Las longitudes grandes, como el radio de una estrella gigante o el semieje mayor de un sistema estelar binario, suelen expresarse en términos de la unidad astronómica , que equivale aproximadamente a la distancia media entre la Tierra y el Sol (150 millones de kilómetros o aproximadamente 93 millones de millas). En 2012, la UAI definió la constante astronómica como una longitud exacta en metros: 149.597.870.700 m. ^[55]

Las estrellas se condensan a partir de regiones del espacio con mayor densidad de materia, pero esas regiones son menos densas que dentro de una cámara de vacío . Estas regiones, conocidas como nubes moleculares , consisten principalmente en hidrógeno, con alrededor de un 23 a 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 . ^[56] La mayoría de las estrellas se forman en grupos de docenas a cientos de miles de estrellas. ^[57] Las estrellas masivas en estos grupos pueden iluminar poderosamente esas nubes, ionizando el hidrógeno y creando regiones H II . Estos efectos de retroalimentación, a partir de la formación estelar, pueden en última instancia alterar la nube y evitar una mayor formación estelar. ^[58]

Todas las estrellas pasan la mayor parte de su existencia como estrellas de 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 varias etapas de su desarrollo. El destino final de las estrellas más masivas difiere del de las estrellas menos masivas, al igual que su luminosidad y el impacto que tienen en su entorno. En consecuencia, los astrónomos a menudo agrupan las estrellas por su masa: ^[59]

• Las estrellas de muy baja masa , con masas inferiores a 0,5  M☉ , son completamente convectivas y distribuyen el helio _de manera uniforme por toda la estrella mientras están en la secuencia principal. Por lo tanto, nunca experimentan la quema de capas y nunca se convierten en gigantes rojas . Después de agotar su hidrógeno, se convierten en enanas blancas de helio y _se enfrían lentamente. ^[60] Como la vida útil de las estrellas de 0,5  M☉ es más larga 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 el núcleo en un destello de helio ; desarrollan un núcleo degenerado de carbono-oxígeno más adelante en la rama gigante asintótica ; finalmente, se desprenden de su capa exterior como una nebulosa planetaria y dejan atrás su núcleo en forma de enana blanca. ^{[61] [62]}
• Las estrellas de masa intermedia , entre ~2,25  M _☉ y ~8  M _☉ , pasan por etapas evolutivas similares a las estrellas de baja masa, pero después de un período relativamente corto en la rama gigante roja encienden helio sin un destello y pasan un período prolongado en el cúmulo rojo antes de formar un núcleo degenerado de carbono y oxígeno. ^{[61] [62]}
• Las estrellas masivas tienen generalmente una masa mínima de ~8  M☉ _. ^[63] Después de agotar el hidrógeno de su núcleo, estas estrellas se convierten en supergigantes y fusionan elementos más pesados ​​que el helio. Muchas terminan sus vidas cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas. ^{[61] [64]}

La formación de una estrella comienza con la inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular, causada por regiones de mayor densidad, a menudo provocada por la compresión de las 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 brotes de formación estelar ). ^{[65] [66]} 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. ^[67]

A medida que la nube colapsa, las conglomeraciones individuales de polvo denso y gas forman " glóbulos de Bok ". A medida que un glóbulo colapsa y la densidad aumenta, la energía gravitacional se convierte en calor y la temperatura aumenta. Cuando la nube protoestelar ha alcanzado aproximadamente la condición estable de equilibrio hidrostático , se forma una protoestrella en el núcleo. ^[68] Estas estrellas de presecuencia principal a menudo están 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, hasta 100 millones de años para una enana roja. ^[69]

Las estrellas tempranas de menos de 2  M☉ se denominan estrellas T Tauri , mientras que las que tienen una masa mayor se denominan _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 que colapsa y dar lugar a pequeñas manchas de nebulosidad conocidas como objetos Herbig-Haro . ^{[70] [71]} Estos chorros, en combinación con la radiación de las estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a expulsar la nube circundante a partir de la cual se formó la estrella. ^[72]

Al principio de su desarrollo, las estrellas T Tauri siguen la trayectoria de Hayashi : se contraen y disminuyen su luminosidad, pero permanecen aproximadamente a la misma temperatura. Las estrellas T Tauri menos masivas siguen esta trayectoria hasta la secuencia principal, mientras que las estrellas más masivas siguen la trayectoria de Henyey . ^[73]

La mayoría de las estrellas pertenecen a sistemas binarios de estrellas, y las propiedades de estos sistemas son el resultado de las condiciones en las que se formaron. ^[74] 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 separados (blandos) y hacen que los sistemas binarios duros se vuelvan más unidos. Esto produce la separación de los sistemas binarios en sus dos distribuciones de población observadas. ^[75]

Las estrellas pasan alrededor del 90% de su vida 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 las llama estrellas enanas. A partir de la secuencia principal de edad cero, la proporción de helio en el núcleo de una estrella aumentará de manera constante, la tasa de fusión nuclear en el núcleo aumentará lentamente, al igual que la temperatura y la luminosidad de la estrella. ^[76] 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 × 10 ⁹ ) años. ^[77]

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, ^[78] o aproximadamente el 0,01% de su masa total a lo largo de toda su vida útil. Sin embargo, las estrellas muy masivas pueden perder10 ⁻⁷ a10 ⁻⁵  M _☉ cada año, lo que afecta significativamente su evolución. ^[79] 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. ^[80]

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 un suministro de combustible utilizable relativamente grande permite que las estrellas de baja masa duren alrededor de un billón (10 × 10 ¹² ) años; el más extremo de 0,08  M _​​☉ durará unos 12 billones de años. Las enanas rojas se vuelven más calientes y más luminosas a medida que acumulan helio. Cuando finalmente se quedan sin hidrógeno, se contraen hasta convertirse en una enana blanca y su temperatura disminuye. ^[60] Dado que la vida útil de dichas estrellas es mayor que la edad actual del universo (13.800 millones de años), no se espera que ninguna estrella por debajo de aproximadamente 0,85  M _☉ ^[81] se haya movido fuera 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 a todos los elementos más pesados ​​que el helio "metales", y denominan a la concentración química de estos elementos en una estrella su metalicidad . La metalicidad de una estrella puede influir en el tiempo que tarda la estrella en quemar su combustible y controla la formación de sus campos magnéticos, ^[82] lo que afecta a la fuerza de su viento estelar. ^[83] Las estrellas más antiguas, de población II, tienen sustancialmente menos metalicidad que las estrellas más jóvenes, de población I, debido a la composición de las nubes moleculares a partir de las cuales se formaron. Con el tiempo, dichas nubes se enriquecen cada vez más con elementos más pesados ​​a medida que las estrellas más antiguas mueren y pierden porciones de sus atmósferas . ^[84]

A medida que las estrellas de al menos 0,4  M _☉ ^[85] agotan el suministro de hidrógeno en su núcleo, comienzan a fusionar hidrógeno en una capa que rodea el núcleo de helio. Las capas externas de la estrella se expanden y se enfrían en gran medida a medida que pasan a ser una gigante roja . En algunos casos, fusionarán elementos más pesados ​​en el núcleo o en capas alrededor del núcleo. A medida que las estrellas se expanden, arrojan parte de su masa, enriquecida con esos elementos más pesados, al entorno interestelar, para reciclarse más tarde como nuevas estrellas. ^[86] En unos 5 mil millones de años, cuando el Sol entre en la fase de quema de helio, se expandirá hasta un radio máximo de aproximadamente 1 unidad astronómica (150 millones de kilómetros), 250 veces su tamaño actual, y perderá el 30% de su masa actual. ^{[77] [87]}

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 de helio del núcleo comienza de manera explosiva en lo que se llama un destello de helio , y la estrella se encoge rápidamente en radio, aumenta su temperatura superficial y se mueve a la rama horizontal del diagrama HR. Para las estrellas más masivas, la fusión del núcleo de helio comienza antes de que el núcleo se degenere, y la estrella pasa algún tiempo en el cúmulo rojo , quemando helio lentamente, antes de que la envoltura convectiva externa colapse y la estrella luego se mueva a la rama horizontal. ^[88]

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 de carbono caliente. La estrella sigue entonces un camino evolutivo llamado rama asintótica gigante (AGB) que es paralelo a la otra fase de gigante roja descrita, pero con una mayor luminosidad. Las estrellas AGB más masivas pueden atravesar un breve período de fusión de carbono antes de que el núcleo se degenere. Durante la fase AGB, las estrellas sufren pulsos térmicos debido a inestabilidades en el núcleo de la estrella. En estos pulsos térmicos, la luminosidad de la estrella varía y la materia es expulsada de la atmósfera de la estrella, formando finalmente una nebulosa planetaria. Hasta el 50 a 70% de la masa de una estrella puede ser expulsada en este proceso de pérdida de masa . Debido a que el transporte de energía en una estrella AGB es 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. Finalmente, la nebulosa planetaria se dispersa, enriqueciendo el medio interestelar general. ^[89] Por lo tanto, las futuras generaciones de estrellas están hechas del "material estelar" de estrellas pasadas. ^[90]

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 ) ^[91] no se convierten en supergigantes rojas debido a la gran pérdida de masa. ^[92] En cambio, estas pueden evolucionar 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 externas. ^[93]

Cuando el helio se agota en el núcleo de una estrella masiva, el núcleo se contrae y la temperatura y la presión aumentan lo suficiente como para que se fusione el 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 de cebolla dentro de una estrella masiva. Cada capa fusiona un elemento diferente: la capa más externa fusiona hidrógeno, la siguiente capa fusiona helio, y así sucesivamente. ^[94]

La etapa final ocurre cuando una estrella masiva comienza a producir hierro. Como 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. ^[95]

Algunas estrellas masivas, en particular las variables azules luminosas , son muy inestables hasta el punto de que arrojan violentamente su masa al espacio en eventos supernovas impostoras , volviéndose significativamente más brillantes en el proceso. Eta Carinae es conocida por haber sufrido un evento supernova impostora, la Gran Erupción, en el siglo XIX.

A medida que el núcleo de una estrella se encoge, la intensidad de la radiación de esa superficie aumenta, creando tal presión de radiación en la capa exterior de gas que empujará esas capas hacia afuera, formando una nebulosa planetaria. Si lo que queda después de que se haya desprendido la atmósfera exterior es menos de aproximadamente 1,4  M _☉ , se encoge a un objeto relativamente pequeño del tamaño de la Tierra, conocido como enana blanca . Las enanas blancas carecen de la masa para que se produzca una mayor compresión gravitatoria. ^[96] La materia degenerada por electrones dentro de una enana blanca ya no es un plasma. Finalmente, las enanas blancas se desvanecen en enanas negras después de un período de tiempo muy largo. ^[97]

En las estrellas masivas, 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 colapsará repentinamente a medida que sus electrones sean impulsados ​​hacia sus protones, formando neutrones, neutrinos y rayos gamma en un estallido de captura de electrones y desintegración beta inversa . La onda de choque formada por este colapso repentino hace 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, las supernovas han sido observadas históricamente por observadores a simple vista como "estrellas nuevas" donde aparentemente no existían antes. ^[98]

Una explosión de supernova hace volar las capas externas de la estrella, dejando un remanente como la Nebulosa del Cangrejo. ^[98] El núcleo se comprime en 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 mayor de 4  M _☉ . ^[99] En una estrella de neutrones, la materia está en un estado conocido como materia degenerada por neutrones , con una forma más exótica de materia degenerada, la materia QCD , posiblemente presente en el núcleo. ^[100]

Las capas externas desprendidas 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 las supernovas y el viento estelar de las estrellas grandes desempeñan un papel importante en la conformación del medio interestelar. ^[98]

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 para 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, lo que produce fenómenos que incluyen binarias de contacto , binarias de envoltura común , variables cataclísmicas , rezagadas azules ^[101] 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. ^[102]

La evolución de las estrellas binarias y de los sistemas estelares de orden superior es objeto de intensas investigaciones, ya que se ha descubierto que muchas estrellas forman parte de sistemas binarios. Alrededor de la mitad de las estrellas similares al Sol, y una proporción aún mayor de estrellas más masivas, se forman en sistemas múltiples, y esto puede influir en gran medida en fenómenos como las novas y las supernovas, la formación de ciertos tipos de estrellas y el enriquecimiento del espacio con productos de nucleosíntesis. ^[103]

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, aún es objeto de debate. Es posible que las estrellas masivas individuales no puedan expulsar sus capas externas con la suficiente rapidez para formar los tipos y cantidades de estrellas evolucionadas que se observan, o para producir progenitores que explotarían como las supernovas que se observan. Algunos astrónomos consideran que la transferencia de masa a través de la separación gravitacional en sistemas binarios es la solución a ese problema. ^{[104] [105] [106]}

Las estrellas no están distribuidas uniformemente por el universo, sino que normalmente se agrupan en galaxias junto con el gas y el polvo interestelares. 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. ^[107] En general, es probable que haya entre10 ²² y10 ²⁴ estrellas ^{[108] [109]} (más estrellas que todos los granos de arena del planeta Tierra). ^{[110] [111] [112]} La mayoría de las estrellas están dentro de las 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. ^{[113] [114] [115]}

Un sistema multiestelar consiste en dos o más estrellas unidas gravitacionalmente que orbitan entre sí . El sistema multiestelar más simple y más común es una estrella binaria, pero existen sistemas de tres o más estrellas. Por razones de estabilidad orbital, estos sistemas multiestelares a menudo se organizan en conjuntos jerárquicos de estrellas binarias. ^[116] Los grupos más grandes se denominan cúmulos estelares. Estos van desde asociaciones estelares sueltas con solo unas pocas estrellas hasta cúmulos abiertos con docenas a miles de estrellas, hasta enormes cúmulos globulares con cientos de miles de estrellas. Estos sistemas orbitan su galaxia anfitriona. Las estrellas en un cúmulo abierto o globular se formaron todas a partir de la misma nube molecular gigante , por lo que todos los miembros normalmente tienen edades y composiciones similares. ^[89]

Se observan muchas estrellas, y la mayoría o todas pueden haberse formado originalmente en sistemas de múltiples estrellas ligados gravitacionalmente. Esto es particularmente cierto para las estrellas muy masivas de clase O y B, el 80% de las cuales se cree que son parte de sistemas de múltiples estrellas. La proporción de sistemas de una sola estrella aumenta con la disminución de la masa estelar, de modo que 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. ^[117] En un estudio de 2017 de la nube molecular de Perseo , los astrónomos descubrieron que la mayoría de las estrellas recién formadas están en sistemas binarios. En el modelo que mejor explicó los datos, todas las estrellas se formaron inicialmente como binarias, aunque algunas binarias luego se dividieron y dejaron estrellas individuales atrás. ^{[118] [119]}

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. ^[120] Esto es típico de las separaciones estelares en los discos galácticos . ^[121] Las estrellas pueden estar mucho más cerca unas de otras en los centros de las galaxias ^[122] y en los cúmulos globulares, ^[123] o mucho más separadas en los halos galácticos . ^[124]

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. ^[125] Tales colisiones pueden producir lo que se conoce como rezagados azules . Estas estrellas anormales tienen una temperatura superficial más alta y, por lo tanto, son más azules que las estrellas en el desvío de la secuencia principal en el cúmulo al que pertenecen; en la evolución estelar estándar, los rezagados azules ya habrían evolucionado fuera de la secuencia principal y, por lo tanto, no se verían en el cúmulo. ^[126]

Casi todo en una estrella está determinado por su masa inicial, incluidas características como la luminosidad, el tamaño, la evolución, la esperanza de vida y su destino final.

La mayoría de las estrellas tienen entre 1.000 y 10.000 millones de años. Algunas estrellas pueden incluso tener cerca de 13.800 millones de años, la edad observada del universo . La estrella más antigua descubierta hasta ahora, HD 140283 , apodada estrella Matusalén, tiene una edad estimada de 14.46 ± 0.800 millones de años. ^[127] (Debido a la incertidumbre en el valor, esta edad de la estrella no entra en conflicto con la edad del universo, determinada por el satélite Planck como 13.799 ± 0.021). ^{[127] [128]}

Cuanto más masiva es una estrella, más corta es su vida, principalmente porque las estrellas masivas tienen una mayor presión en sus núcleos, lo que hace que quemen hidrógeno más rápidamente. Las estrellas más masivas duran un promedio de unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de masa mínima (enanas rojas) queman su combustible muy lentamente y pueden durar decenas a cientos de miles de millones de años. ^{[129] [130]}

Cuando se forman estrellas en la actual Vía Láctea, están compuestas por un 71% de hidrógeno y un 27% de helio, ^[132] medido en masa, con una pequeña fracción de elementos más pesados. Normalmente, la proporción de elementos pesados ​​se mide en términos del contenido de hierro de la atmósfera estelar, ya que el hierro es un elemento común y sus líneas de absorción son relativamente fáciles de medir. La proporción de elementos más pesados ​​puede ser un indicador de la probabilidad de que la estrella tenga un sistema planetario. ^[133]

En 2005, ^[actualizar]la estrella enana HE1327-2326, con solo 1/200 000 del contenido de hierro del Sol, era la más pequeña de todas. ^[134] Por el contrario, la estrella superrica en metales μ Leonis tiene casi el doble de abundancia de hierro que el Sol, mientras que la estrella 14 Herculis, que alberga planetas, tiene casi el triple de hierro. ^[135] Las estrellas químicamente peculiares muestran abundancias inusuales de ciertos elementos en su espectro, especialmente cromo y tierras raras . ^[136] Las estrellas con atmósferas exteriores más frías, incluido el Sol, pueden formar varias moléculas diatómicas y poliatómicas. ^[137]

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 terrestre. El Sol está lo suficientemente cerca de la Tierra como para aparecer como un disco y proporcionar luz diurna. Aparte del Sol, la estrella con el mayor tamaño aparente es R Doradus , con un diámetro angular de solo 0,057 segundos de arco . ^[138]

Los discos de la mayoría de las estrellas son demasiado pequeños en tamaño angular para ser observados con los telescopios ópticos terrestres actuales, por lo que se requieren telescopios interferométricos para producir imágenes de estos objetos. Otra técnica para medir el tamaño angular de las estrellas es mediante la ocultación . Al medir con precisión la caída del brillo de una estrella cuando es ocultada por la Luna (o el aumento del brillo cuando reaparece), se puede calcular el diámetro angular de la estrella. ^[139]

Las estrellas varían en tamaño desde estrellas de neutrones, que varían entre 20 y 40 km (25 mi) de diámetro, hasta supergigantes como Betelgeuse en la constelación de Orión , que tiene un diámetro aproximadamente 640 veces el del Sol ^{[140] con una} densidad mucho menor . ^[141]

El movimiento de una estrella con respecto al Sol puede proporcionar información útil sobre el origen y la edad de una estrella, así como sobre la estructura y evolución de la galaxia circundante. ^[143] 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. ^[144]

La velocidad radial se mide por 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 probablemente estén relativamente cerca del Sol, lo que las convierte en buenas candidatas para las mediciones de paralaje. ^[145]

Cuando se conocen ambas velocidades de movimiento, se puede calcular la velocidad espacial de la estrella en relación con el Sol o la galaxia. Entre las estrellas cercanas, se ha descubierto que las estrellas más jóvenes de población I tienen velocidades generalmente más bajas que las estrellas más viejas de población II. Estas últimas tienen órbitas elípticas que están inclinadas respecto del plano de la galaxia. ^[146] Una comparación de la cinemática de las estrellas cercanas ha permitido a los astrónomos rastrear su origen hasta puntos comunes en nubes moleculares gigantes, y se las conoce como asociaciones estelares . ^[147]

El campo magnético de una estrella se genera en regiones del interior donde se produce circulación convectiva. Este movimiento de plasma conductor funciona como un dinamo , en el que el movimiento de cargas eléctricas induce campos magnéticos, como lo hace un dinamo mecánico. Esos campos magnéticos tienen un gran alcance que se extiende por toda la estrella y más allá de ella. La fuerza del campo magnético varía con la masa y la composición de la estrella, y la cantidad de actividad magnética superficial depende de la velocidad de rotación de la estrella. Esta actividad superficial produce manchas estelares , que son regiones de fuertes campos magnéticos y temperaturas superficiales más bajas de lo normal. Los bucles coronales son líneas de flujo de campo magnético arqueadas que se elevan desde la superficie de una estrella hacia la atmósfera exterior de la estrella, su corona. Los bucles coronales se pueden ver debido al plasma que conducen a lo largo de su longitud. Las llamaradas estelares son ráfagas de partículas de alta energía que se emiten debido a la misma actividad magnética. ^[148]

Las estrellas jóvenes que giran rápidamente tienden a tener altos niveles de actividad superficial debido a su campo magnético. El campo magnético puede actuar sobre el viento estelar de una estrella, funcionando como un freno para disminuir gradualmente 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 nivel menor de actividad superficial. Los niveles de actividad de las estrellas que giran lentamente tienden a variar de manera cíclica y pueden detenerse por completo durante períodos de tiempo. ^[149] Durante el Mínimo de Maunder , por ejemplo, el Sol atravesó un período de 70 años sin casi actividad de manchas solares. ^[150]

Las estrellas tienen masas que van desde menos de la mitad de la masa solar hasta más de 200 masas solares (véase la Lista de las estrellas más masivas ). Una de las estrellas más masivas conocidas es Eta Carinae , ^[151] que, con 100-150 veces la masa del Sol, tendrá una vida útil de solo varios 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. ^[152] 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 en la nube de gas en acreción. Se han medido varias estrellas en el cúmulo R136 en la Gran Nube de Magallanes con masas mayores, ^[153] 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 _☉ en la formación de estrellas masivas. ^[154]

Las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang pueden haber sido más grandes, hasta 300  M _☉ , ^[155] 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 muy temprano (es decir, se observa que tienen un alto corrimiento al rojo), y puede haber iniciado 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 evidencia de estrellas de población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en z = 6,60 . ^{[156] [157]}

Con una masa de sólo 80 veces la de Júpiter ( M _J ), 2MASS J0523-1403 es la estrella más pequeña conocida que experimenta fusión nuclear en su núcleo. ^[158] Para estrellas con metalicidad similar al 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 . ^{[159] [160]} Cuando la metalicidad es muy baja, el tamaño mínimo de la estrella parece ser de alrededor del 8,3% de la masa solar, o alrededor de 87 M _J . ^{[160] [161]} Los cuerpos más pequeños llamados enanas marrones , ocupan un área gris mal definida entre las estrellas y los gigantes gaseosos . ^{[159] [160]}

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 en el caso de las estrellas degeneradas y compactas, como las enanas blancas, ocurre lo contrario. La gravedad superficial puede influir en la apariencia del espectro de una estrella, ya que una gravedad más alta provoca un ensanchamiento de las líneas de absorción . ^[35]

La velocidad de rotación de las estrellas se puede determinar mediante mediciones espectroscópicas o, más exactamente, mediante el seguimiento de sus manchas estelares . Las estrellas jóvenes pueden tener una rotación superior a 100 km/s en el ecuador. La estrella de clase B Achernar , por ejemplo, tiene una velocidad ecuatorial de unos 225 km/s o mayor, lo que hace que su ecuador se abulte hacia afuera y le da un diámetro ecuatorial que es más del 50% mayor que entre los polos. Esta velocidad de rotación está justo por debajo de la velocidad crítica de 300 km/s a la que la estrella se desintegraría. ^[162] Por el contrario, el Sol gira una vez cada 25-35 días dependiendo de la latitud, ^[163] con una velocidad ecuatorial de 1,93 km/s. ^[164] El campo magnético de una estrella de secuencia principal y el viento estelar sirven para ralentizar su rotación en una cantidad significativa a medida que evoluciona en la secuencia principal. ^[165]

Las estrellas degeneradas se han contraído hasta alcanzar una masa compacta, lo que da lugar a una rápida tasa de rotación. Sin embargo, tienen tasas de rotación relativamente bajas en comparación con lo que se esperaría por la conservación del momento angular, la tendencia de un cuerpo giratorio a compensar una contracción de tamaño aumentando su tasa de giro. Una gran parte del momento angular de la estrella se disipa como resultado de la pérdida de masa a través del viento estelar. ^[166] A pesar de esto, la tasa de rotación de un púlsar puede ser muy rápida. El púlsar en el corazón de la Nebulosa del Cangrejo , por ejemplo, gira 30 veces por segundo. ^[167] La ​​tasa de rotación del púlsar se reducirá gradualmente debido a la emisión de radiación. ^[168]

La temperatura superficial de una estrella de secuencia principal está determinada por la tasa de producción de energía de su núcleo y por su radio, y a menudo se estima a partir del índice de color de la estrella . ^[169] La temperatura normalmente se da en términos de una temperatura efectiva , que es la temperatura de un cuerpo negro idealizado que irradia su energía a la misma luminosidad por área de superficie que la estrella. La temperatura efectiva solo es representativa de la superficie, ya que la temperatura aumenta hacia el núcleo. ^[170] La temperatura en la región del núcleo de una estrella es de varios millones de kelvin . ^[171]

La temperatura estelar determinará la tasa de ionización de varios elementos, lo que da como resultado líneas de absorción características en el espectro. La temperatura de la superficie de una estrella, junto con su magnitud absoluta visual y las características de absorción, se utilizan para clasificar una estrella (ver la clasificación a continuación). ^[35]

Las estrellas masivas de la secuencia principal pueden tener temperaturas superficiales de 50.000 K. Las estrellas más pequeñas, como el Sol, tienen temperaturas superficiales de unos pocos miles de K. Las gigantes rojas tienen temperaturas superficiales relativamente bajas, de unos 3.600 K; pero tienen una alta luminosidad debido a su gran área de superficie exterior. ^[172]

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 viento estelar, ^[173] que fluye desde las capas externas en forma de protones cargados eléctricamente y partículas alfa y beta . Un flujo constante de neutrinos casi sin masa emana directamente del núcleo de la estrella. ^[174]

La producción de energía en el núcleo es la razón por la que las estrellas brillan tanto: 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, cuando llega a las capas externas de la estrella. ^[175]

El color de una estrella, determinado por la frecuencia más intensa de la luz visible, depende de la temperatura de las capas externas de la estrella, incluida su fotosfera . ^[176] Además de la luz visible, las estrellas 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 los infrarrojos , la luz visible y la ultravioleta , hasta los rayos X y los rayos gamma más cortos. 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. ^[174]

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 encuentra la distancia de la estrella, por ejemplo midiendo el paralaje, entonces se puede derivar la luminosidad de la estrella. La masa, el radio, la gravedad superficial y el período de rotación se pueden estimar basándose en modelos estelares. (La masa se puede calcular para estrellas en sistemas binarios midiendo sus velocidades orbitales y distancias. La microlente gravitacional se ha utilizado para medir la masa de una sola estrella. ^[177] ) Con estos parámetros, los astrónomos pueden estimar la edad de la estrella. ^[178]

La luminosidad de una estrella es la cantidad de luz y otras formas de energía radiante que irradia por unidad de tiempo. Tiene unidades de potencia . La luminosidad de una estrella está determinada por su radio y la temperatura de la superficie. Muchas estrellas no irradian de manera uniforme en toda su superficie. La estrella Vega , que gira rápidamente, por ejemplo, tiene un flujo de energía (potencia por unidad de área) más alto en sus polos que a lo largo de su ecuador. ^[179]

Las zonas de la superficie de la estrella con una temperatura y luminosidad más bajas que el promedio se conocen como manchas estelares . Las estrellas enanas pequeñas, como el Sol, generalmente tienen discos esencialmente sin rasgos distintivos con solo pequeñas manchas estelares. Las estrellas gigantes tienen manchas estelares mucho más grandes y obvias, ^[180] y exhiben un fuerte oscurecimiento del limbo estelar . Es decir, el brillo disminuye hacia el borde del disco estelar. ^[181] Las estrellas enanas rojas con llamaradas como UV Ceti pueden poseer características prominentes de manchas estelares. ^[182]

El brillo aparente de una estrella se expresa en términos de su magnitud aparente . Es una función de la luminosidad de la estrella, su distancia a la Tierra, el efecto de extinción del polvo y el gas interestelares y la alteración de la luz de la estrella a medida que pasa a través de la atmósfera terrestre. La magnitud intrínseca o absoluta está directamente relacionada con la luminosidad de una estrella y es la magnitud aparente que tendría una estrella si la distancia entre la Tierra y la estrella fuera de 10 parsecs (32,6 años luz). ^[183]

Tanto la escala de magnitud aparente como la absoluta son unidades logarítmicas : una diferencia de magnitud de un número entero equivale a una variación de brillo de aproximadamente 2,5 veces ^[185] (la quinta raíz de 100 o aproximadamente 2,512). 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 aproximadamente 100 veces más brillante que una estrella de sexta magnitud (+6,00). Las estrellas más débiles visibles a simple vista en buenas condiciones de visibilidad tienen una magnitud de aproximadamente +6. ^[186]

Tanto en la escala de magnitud aparente como en la absoluta, cuanto menor sea el número de magnitud, más brillante será la estrella; cuanto mayor sea el número de magnitud, más débil será la estrella. Las estrellas más brillantes, en cualquier escala, tienen números de magnitud negativos. La variación en el brillo (Δ L ) 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 ), y luego usando la diferencia como exponente para el número base 2,512; es decir:

${\displaystyle \Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }}$

${\displaystyle 2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}}$

En relación con la luminosidad y la distancia a la Tierra, la magnitud absoluta ( M ) y la magnitud aparente ( m ) de una estrella no son equivalentes; ^[185] 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 de tan solo +4,83. Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno vista desde la Tierra, es aproximadamente 23 veces más luminosa 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 luminosa que el Sol. A pesar de que Canopus es mucho más luminosa que Sirio, esta última estrella parece la más brillante de las dos. Esto se debe a que Sirio está a tan solo 8,6 años luz de la Tierra, mientras que Canopus está mucho más lejos, a una distancia de 310 años luz. ^[187]

Las estrellas más luminosas conocidas tienen magnitudes absolutas de aproximadamente -12, lo que corresponde a 6 millones de veces la luminosidad del Sol. ^[188] En teoría, las estrellas menos luminosas se encuentran en el límite inferior de masa en el que las estrellas son capaces de soportar la fusión nuclear de hidrógeno en el núcleo; se han localizado estrellas justo por encima de este límite en el cúmulo NGC 6397. Las enanas rojas más débiles del cúmulo tienen una magnitud absoluta de 15, mientras que se ha descubierto una enana blanca de magnitud absoluta de 17. ^{[189] [190]}

El sistema de clasificación estelar actual se originó a principios del siglo XX, cuando las estrellas se clasificaban de la A a la Q en función de la fuerza de la línea de hidrógeno . ^[192] Se pensaba que la fuerza de la línea de hidrógeno era una simple función lineal de la temperatura. En cambio, era más complicada: se fortalecía con el aumento de la temperatura, alcanzaba un máximo cerca de los 9000 K y luego declinaba a temperaturas más altas. Desde entonces, las clasificaciones se reordenaron por temperatura, en la que se basa el esquema moderno. ^[193]

Las estrellas reciben una clasificación de una sola letra según sus espectros, que van desde el tipo O , que son muy calientes, hasta 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. Una variedad de tipos espectrales raros reciben clasificaciones especiales. Los más comunes de estos son los tipos L y T , que clasifican las estrellas de baja masa más frías y las enanas marrones. Cada letra tiene 10 subdivisiones, numeradas del 0 al 9, en orden decreciente de temperatura. Sin embargo, este sistema se descompone a temperaturas extremadamente altas, ya que las clases O0 y O1 pueden no existir. ^[194]

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

Existe una nomenclatura adicional en forma de letras minúsculas que se agregan al final del tipo espectral para indicar características peculiares del espectro. Por ejemplo, una " e " puede indicar la presencia de líneas de emisión; una " m " representa niveles inusualmente fuertes de metales y una " 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 de luminosidad debido a propiedades intrínsecas o extrínsecas. De las estrellas intrínsecamente variables, los tipos primarios pueden subdividirse en tres grupos principales.

Durante su evolución estelar, algunas estrellas pasan por fases en las que pueden convertirse en variables pulsantes. Las estrellas variables pulsantes varían en radio y luminosidad a lo largo del tiempo, expandiéndose y contrayéndose con períodos que van desde minutos hasta años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta categoría incluye estrellas cefeidas y similares a ellas , y variables de período largo 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 eruptivas, así como estrellas gigantes y supergigantes.

Las estrellas variables cataclísmicas o explosivas son aquellas que experimentan un cambio dramático 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, incluidas la nova y una supernova de tipo 1a. ^[88] La explosión se crea cuando la enana blanca acreta hidrógeno de la estrella compañera, acumulando masa hasta que el hidrógeno experimenta fusión. ^[198] Algunas novas son recurrentes y tienen estallidos periódicos de amplitud moderada. ^[197]

Las estrellas pueden variar en luminosidad debido a factores extrínsecos, como sistemas binarios eclipsantes, así como estrellas rotantes que producen manchas estelares extremas. ^[197] Un ejemplo notable de un sistema binario eclipsante es Algol, que varía regularmente en magnitud de 2,1 a 3,4 durante 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 volumen pequeño se compensan entre sí casi exactamente. Las fuerzas que se equilibran 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 de 1000 °C.10 ⁷  K . La temperatura y la presión resultantes en el núcleo de combustión de hidrógeno de una estrella de secuencia principal son suficientes para que se produzca la fusión nuclear y para que 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, lo que aumenta la energía térmica en el núcleo. Las estrellas de la secuencia principal convierten el hidrógeno en helio, lo que crea una proporción de helio que aumenta de forma lenta pero constante en el núcleo. Finalmente, el contenido de helio se vuelve predominante y la producción de energía cesa en el núcleo. En cambio, en el caso de las estrellas de más de 0,4  M _☉ , la fusión se produce 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 da como resultado un flujo de energía que fluye hacia el exterior. El flujo de energía saliente que sale 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 radiativo, ya que la transferencia de calor convectivo es ineficiente en esa zona. En esta región, el plasma no se verá perturbado y cualquier movimiento de masa se extinguirá. Cuando este no es el caso, el plasma se vuelve inestable y se producirá convección, formándose 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 radiativo 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 lo profundo del interior y una zona radiativa en las capas externas. Las estrellas más pequeñas, como el Sol, son exactamente lo opuesto, con la zona convectiva ubicada en las capas externas. ^[204] Las estrellas enanas rojas con menos de 0,4  M _☉ son convectivas en toda su extensión, lo que evita la acumulación de un núcleo de helio. ^[85] Para la mayoría de las estrellas, las zonas convectivas variarán con el tiempo a medida que la estrella envejece y la constitución del interior se modifica. ^[201]

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 queda libre para propagarse al espacio. Es dentro de la fotosfera donde aparecen las manchas solares , regiones de temperatura inferior a la media. ^[205]

Por encima del nivel de la fotosfera se encuentra 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 las espículas y comienzan las llamaradas estelares . Por encima de esto se encuentra la región de transición, donde la temperatura aumenta rápidamente dentro de una distancia de solo 100 km (62 mi). Más allá de esto se encuentra la corona , un volumen de plasma supercalentado 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 externas 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 una región con forma de burbuja llamada heliosfera . ^[208]

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, de acuerdo con la relación de equivalencia masa-energía . ^[209] En los núcleos de las estrellas se producen diversas reacciones de fusión nuclear que dependen de su masa y composición.$Estilo de visualización E=mc^{2}}$

El proceso de fusión del hidrógeno es sensible a la temperatura, por lo que un aumento moderado de la temperatura del núcleo dará como resultado un aumento significativo de 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 estrella pequeña de clase M a 40 millones de kelvin para una estrella masiva de clase O. ^[171]

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 general:

4 ¹ H → ⁴ He + 2γ + 2ν _e (26,7 MeV)

donde 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 se expresa en millones de electronvoltios. Cada reacción individual produce solo una cantidad minúscula de energía, pero debido a que ocurren enormes cantidades de estas reacciones constantemente, producen toda la energía necesaria para mantener la emisión de radiación de la estrella. En comparación, la combustión de dos moléculas de gas hidrógeno con una molécula de gas 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 el proceso de quema de neón y el proceso de quema de oxígeno . La etapa final del proceso de nucleosíntesis estelar es el proceso de quema de silicio que da como resultado la producción del isótopo estable hierro-56. ^[210] Cualquier fusión posterior sería un proceso endotérmico que consume energía, por lo que solo se puede producir más energía mediante el colapso gravitacional.

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