Estrella

Imagen del Sol, estrella de la secuencia principal tipo G, la más cercana a la Tierra

Una región formadora de estrellas en la Gran Nube Magallanes

Una estrella es un objeto astronómico compuesto por un esferoide luminoso de plasma que se mantiene unido por su gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. Muchas otras estrellas son visibles a simple vista por la noche, pero sus inmensas distancias a la Tierra las hacen aparecer como 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 reunido catálogos de estrellas que identifican las estrellas conocidas y proporcionan designaciones estelares estandarizadas. El universo observable contiene un estimado de 10²² a 10²⁴ estrellas. Solo alrededor de 4000 de estas estrellas son visibles a simple vista, todas dentro de la galaxia de la Vía Láctea.

La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Su masa total es el factor principal que determina 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 hacia el espacio exterior. Al final de la vida de una estrella, 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 estrellas o sus restos crea casi todos los elementos químicos naturales más pesados que el litio. La pérdida de masa estelar o las explosiones de supernova devuelven material químicamente enriquecido 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 en el espacio, al realizar observaciones del brillo aparente, el espectro y los cambios en su posición en el cielo de una estrella. tiempo extraordinario.

Las estrellas pueden formar sistemas orbitales con otros objetos astronómicos, como en el caso de los sistemas planetarios y los sistemas estelares con dos o más estrellas. Cuando dos estrellas de este tipo tienen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitacional puede afectar significativamente su evolución. Las estrellas pueden formar parte de una estructura unida gravitacionalmente mucho más grande, como un cúmulo estelar o una galaxia.

Etimología

La palabra "estrella" deriva en última instancia de la raíz protoindoeuropea "h₂stḗr" también significa estrella, pero más analizable como h₂eh₁s- ("quemar", también la fuente de la palabra "ceniza") + -tēr (sufijo agente). Compárese con el latín stella, el griego aster, el alemán Stern. Algunos eruditos creen que la palabra es un préstamo del acadio "istar" (Venus), sin embargo, algunos dudan de esa sugerencia. Estrella es afín (comparte la misma raíz) con las siguientes palabras: asterisco, asteroide, astral, constelación, Esther.

Historial de observaciones

La gente ha interpretado patrones e imágenes en las estrellas desde tiempos antiguos. Esta representación de 1690 de la constelación de Leo, el león, es de Johannes Hevelius.

Históricamente, las estrellas han sido importantes para las civilizaciones de todo el mundo. Han sido parte de las prácticas religiosas, utilizadas 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 en relación con las estrellas fijas durante días o semanas. Muchos astrónomos antiguos creían que las estrellas estaban fijadas permanentemente a una esfera celestial y que eran inmutables. Por convención, los astrónomos agruparon estrellas prominentes en asterismos y constelaciones y las usaron para rastrear los movimientos de los planetas y la posición inferida del Sol. El movimiento del Sol contra las estrellas de fondo (y el horizonte) se usó para crear calendarios, que podrían usarse para regular las prácticas agrícolas. 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 en relación con su estrella local, el Sol.

El mapa estelar fechado con precisión más antiguo fue el resultado de la astronomía del antiguo Egipto en 1534 a. Los primeros catálogos de estrellas conocidos fueron compilados por los antiguos astrónomos babilónicos de Mesopotamia a fines del segundo milenio a. C., durante el período casita (c. 1531 a. C.-1155 a. C.).

El primer catálogo de estrellas de la astronomía griega fue creado por Aristillus aproximadamente en el año 300 a. C., con la ayuda de Timocharis. 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. Hipparchus es conocido por el descubrimiento de la primera nova registrada (nueva estrella). Muchas de las constelaciones y nombres de estrellas que se usan hoy en día se derivan de la astronomía griega.

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

Los astrónomos islámicos medievales dieron nombres árabes a muchas estrellas que todavía se usan en la actualidad e inventaron numerosos instrumentos astronómicos que podían calcular las posiciones de las estrellas. Construyeron los primeros grandes institutos de investigación de observatorios, principalmente con el propósito de producir catálogos de estrellas Zij. 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 de estrellas (incluido Omicron Velorum y Brocchi's cúmulos) y galaxias (incluida la galaxia de Andrómeda). Según A. Zahoor, en el siglo XI, el erudito polimático 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.

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 d. H. (1106/1107 d. C.) como evidencia. 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, en órbita alrededor de ellas, una idea que habían sugerido anteriormente los antiguos filósofos griegos Demócrito y Epicuro, y por cosmólogos islámicos medievales como Fakhr al-Din al-Razi. Para el siglo siguiente, la idea de que las estrellas eran iguales al Sol estaba llegando a un consenso entre los astrónomos. Para explicar por qué estas estrellas no ejercían una atracción gravitatoria neta sobre el Sistema Solar, Isaac Newton sugirió que las estrellas estaban igualmente distribuidas en todas las direcciones, una idea propuesta por el teólogo Richard Bentley.

El astrónomo italiano Geminiano Montanari registró las variaciones observadas 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. estrellas, lo que demuestra que habían cambiado de posición desde la época de los antiguos astrónomos griegos Ptolomeo e Hiparco.

William Herschel fue el primer astrónomo que intentó determinar la distribución de las estrellas en el cielo. Durante la década de 1780, estableció una serie de indicadores en 600 direcciones y contó las estrellas observadas a lo largo de cada línea de visión. 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. Además de sus otros logros, William Herschel se destaca por su descubrimiento de que algunas estrellas no se encuentran simplemente a lo largo de la misma línea de visión, sino que son compañeras físicas que forman sistemas estelares binarios.

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. La versión moderna del esquema de clasificación estelar fue desarrollada por Annie J. Cannon a principios del siglo XX.

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. La observación de estrellas dobles adquirió una importancia cada vez mayor 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 la primera binaria espectroscópica en 1899 cuando observó el desdoblamiento periódico de las líneas espectrales de la estrella Mizar en un período de 104 días. Astrónomos como Friedrich Georg Wilhelm von Struve y S. W. Burnham recopilaron observaciones detalladas de muchos sistemas estelares binarios, lo que permitió determinar las masas de las estrellas a partir del cálculo de los elementos orbitales. La primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias a partir de observaciones del telescopio fue realizada por Felix Savary en 1827.

El siglo XX vio avances cada vez más rápidos en el estudio científico de las estrellas. La fotografía se convirtió en una valiosa herramienta astronómica. Karl Schwarzschild descubrió que el color de una estrella y, por tanto, su temperatura, podía determinarse comparando la magnitud visual con la magnitud fotográfica. El desarrollo del fotómetro fotoeléctrico permitió mediciones precisas de magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921, Albert A. Michelson hizo las primeras mediciones de un diámetro estelar utilizando un interferómetro en el telescopio Hooker en el Observatorio Mount Wilson.

Un importante trabajo teórico sobre la estructura física de las estrellas tuvo lugar durante las primeras décadas del siglo XX. En 1913 se desarrolló el diagrama de Hertzsprung-Russell, 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. Los espectros de las estrellas se comprendieron mejor gracias a los avances en la física cuántica. Esto permitió determinar la composición química de la atmósfera estelar.

Imagen infrarroja del telescopio espacial Spitzer de la NASA mostrando cientos de miles de estrellas en la galaxia de la Vía Láctea

Con la excepción de eventos raros como supernovas e impostores de supernovas, las estrellas individuales se han observado principalmente en el Grupo Local, y especialmente en la parte visible de la Vía Láctea (como lo demuestran los catálogos detallados de estrellas disponibles para la Vía Láctea). galaxia) y sus satélites. Se han observado estrellas individuales, como las variables cefeidas, en las galaxias M87 y M100 del cúmulo de Virgo, así como estrellas luminosas en algunas otras galaxias relativamente cercanas. Con la ayuda de lentes gravitacionales, se ha observado una sola estrella (llamada Ícaro) a 9 000 millones de años luz de distancia.

Designaciones

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

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

Alrededor de 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 agregó al catálogo de estrellas de John Flamsteed en su libro "Historia coelestis Britannica" (el 1712 edición), por lo que este sistema de numeración pasó a denominarse designación Flamsteed o numeración Flamsteed.

La autoridad internacionalmente reconocida para nombrar cuerpos celestes es la Unión Astronómica Internacional (IAU). La Unión Astronómica Internacional mantiene el Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) que cataloga y estandariza los nombres propios de las estrellas. Varias empresas privadas venden nombres de estrellas que no son reconocidos por la IAU, los astrónomos profesionales o la comunidad de aficionados a la astronomía. La Biblioteca Británica llama a esto una empresa comercial no regulada, 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.

Unidades de medida

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

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

La IAU no definió explícitamente la masa solar M_⊙ debido a la gran incertidumbre relativa (10⁻⁴) de la constante gravitatoria newtoniana G. Dado que el producto de la constante gravitatoria newtoniana y la masa solar juntos (GM_⊙) se ha determinado con mucha mayor precisión, la IAU definió el parámetro de masa solar nominal como:

Parámetro nominal de masa solar:

MM⊙ = 1.3271244 × 1020 m3 s−2

El parámetro de masa solar nominal se puede combinar con la estimación CODATA más reciente (2014) de la constante gravitatoria newtoniana G para obtener una masa solar de aproximadamente 1,9885 × 10³⁰ kg. Aunque los valores exactos de luminosidad, radio, parámetro de masa y 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 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, a menudo se expresan 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.

Formación y evolución

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

Las estrellas se condensan desde regiones del espacio de mayor densidad de materia, pero esas regiones son menos densas que dentro de una cámara de vacío. Estas regiones, conocidas como nubes moleculares, se componen principalmente de hidrógeno, con entre un 23 y un 28 por ciento de helio y un pequeño porcentaje de elementos más pesados. Un ejemplo de tal región de formación estelar es la Nebulosa de Orión. La mayoría de las estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de miles de estrellas. Las estrellas masivas en estos grupos pueden iluminar poderosamente esas nubes, ionizando el hidrógeno y creando regiones H II. Tales efectos de retroalimentación, de la formación de estrellas, en última instancia pueden alterar la nube y evitar una mayor formación de estrellas.

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 las distintas etapas de su desarrollo. El destino final de las estrellas más masivas difiere del de las estrellas menos masivas, al igual que sus luminosidades y el impacto que tienen en su entorno. En consecuencia, los astrónomos a menudo agrupan las estrellas por su masa:

• Estrellas de masa muy bajas, con masas inferiores a 0,5 M☉, son totalmente convectivos y distribuyen helio uniformemente a través de toda la estrella mientras que en la secuencia principal. Por lo tanto, nunca se someten a la quema de conchas y nunca se convierten en gigantes rojos. Después de agotar su hidrógeno se convierten en en enanas blancas de helio y lentamente frescas. Como la vida de 0,5M_☉ Las estrellas son más largas que la edad del universo, ninguna estrella ha alcanzado aún la etapa enana blanca.
• Estrellas de baja masa (incluyendo el Sol), con una masa entre 0,5M_☉ y ~2.25M_☉ dependiendo de la composición, se convierten en gigantes rojos ya que su hidrógeno central está agotado y comienzan a quemar helio en el núcleo en un flash de helio; desarrollan un núcleo degenerado de carbono-oxigeno más tarde en la rama gigante asintotica; finalmente soplan su capa exterior como una nebulosa planetaria y dejan atrás su núcleo en la forma de una enana blanca.
• Estrellas de masa intermedia, entre ~2,25M_☉ y ~8M_☉, pasar a través de etapas evolutivas similares a estrellas de masa baja, pero después de un período relativamente corto en la rama roja-gigante que ignite helio sin un flash y pasar un período prolongado en el grupo rojo antes de formar un núcleo de carbono-oxigeno degenerado.
• Estrellas masivas generalmente tienen una masa mínima de ~8M_☉. Después de agotar el hidrógeno en el núcleo estas estrellas se convierten en supergiantes y siguen adelante para fusionar elementos más pesados que el helio. Terminan sus vidas cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas.

Formación de estrellas

La concepción del artista del nacimiento de una estrella dentro de una nube molecular densa

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

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 estallido estelar). 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.

A medida que la nube colapsa, conglomerados individuales de polvo denso y gas forman 'glóbulos de Bok'. A medida que un glóbulo colapsa y aumenta la densidad, 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. Estas estrellas previas a la secuencia principal a menudo están rodeadas por un disco protoplanetario y alimentadas principalmente por la conversión de energía gravitacional. El período de contracción gravitacional dura alrededor de 10 millones de años para una estrella como el sol, hasta 100 millones de años para una enana roja.

Las primeras estrellas 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 que colapsa y dar como resultado pequeños parches de nebulosidad conocidos como objetos Herbig-Haro. Estos chorros, en combinación con la radiación de estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a alejar la nube circundante a partir de la cual se formó la estrella.

Al principio de su desarrollo, las estrellas T Tauri siguen la pista de Hayashi: se contraen y disminuyen en luminosidad mientras permanecen aproximadamente a la misma temperatura. Las estrellas T Tauri menos masivas siguen esta pista hasta la secuencia principal, mientras que las estrellas más masivas giran hacia la pista Henyey.

Se observa que la mayoría de las estrellas son miembros de sistemas estelares binarios, y las propiedades de esos binarios son el resultado de las condiciones en las que se formaron. Una nube de gas debe perder su momento angular para colapsar y formar una estrella. La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento angular. Las binarias primordiales transfieren cierto momento angular mediante interacciones gravitatorias durante encuentros cercanos con otras estrellas en cúmulos estelares jóvenes. Estas interacciones tienden a separar los binarios más ampliamente separados (suaves) mientras que los binarios duros se unen más estrechamente. Esto produce la separación de binarios en sus dos distribuciones de poblaciones observadas.

Secuencia principal

Las estrellas pasan aproximadamente el 90 % de su existencia fusionando hidrógeno en helio en reacciones de alta temperatura y alta presión en la región central. Se dice que tales 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. Se estima que el Sol, por ejemplo, ha aumentado su luminosidad en aproximadamente un 40 % desde que alcanzó la secuencia principal hace 4600 millones (4,6 × 10⁹) años.

Cada estrella genera un viento estelar de partículas que provoca un flujo continuo de gas hacia el espacio. Para la mayoría de las estrellas, la pérdida de masa es insignificante. El Sol pierde 10⁻¹⁴ M_☉ cada año, o alrededor del 0,01 % de su masa total durante toda su vida. Sin embargo, las estrellas muy masivas pueden perder entre 10⁻⁷ y 10⁻⁵ M_☉ cada año, lo que afecta significativamente a su evolución. Las estrellas que comienzan con más de 50 M_☉ pueden perder más de la mitad de su masa total mientras se encuentran en la secuencia principal.

Un ejemplo de un diagrama Hertzsprung-Russell para un conjunto de estrellas que incluye el Sol (centro) (ver Clasificación)

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 (10¹⁰) 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 de menos de 0,25 M_☉, llamadas enanas rojas, pueden fusionar casi toda su masa, mientras que las estrellas de alrededor de 1 M_☉ solo pueden fusionar alrededor del 10% de su masa. La combinación de su consumo lento de combustible y su suministro de combustible utilizable relativamente grande permite que las estrellas de baja masa duren alrededor de un billón (10¹²) de años; el más extremo 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 quedan sin hidrógeno, se contraen en una enana blanca y su temperatura disminuye. 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 de menos de 0,85 M_☉ se haya movido fuera de la superficie principal. secuencia.

Además de la masa, los elementos más pesados que el helio pueden desempeñar un papel importante en la evolución de las estrellas. Los astrónomos etiquetan todos los elementos más pesados que el helio como "metales" y llaman 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, lo que afecta la fuerza de su viento estelar. Las estrellas más viejas de la población II tienen sustancialmente menos metalicidad que las estrellas más jóvenes de la población I debido a la composición de las nubes moleculares a partir de las cuales se formaron. Con el tiempo, tales nubes se enriquecen cada vez más en elementos más pesados a medida que las estrellas más viejas mueren y se despojan de porciones de sus atmósferas.

Posterior a la secuencia principal

Betelgeuse visto por ALMA. Esta es la primera vez que ALMA ha observado la superficie de una estrella y resultó en la imagen de más alta resolución de Betelgeuse disponible.

Cuando las estrellas de al menos 0,4 M_☉ agotan el suministro de hidrógeno en su núcleo, comienzan a fusionar hidrógeno en una capa que rodea el núcleo de helio. Las capas exteriores de la estrella se expanden y se enfrían mucho a medida que se transforman en 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 medio interestelar, para ser reciclada más tarde como nuevas estrellas. En unos 5 000 millones de años, cuando el Sol entre en la fase de quema de helio, se expandirá hasta un radio máximo de aproximadamente 1 unidad astronómica (150 millones de kilómetros), 250 veces su tamaño actual y perderá el 30 % de su masa actual.

A medida que la capa que quema 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 núcleo de helio comienza de manera explosiva en lo que se llama un destello de helio, y la estrella se encoge rápidamente en radio, aumenta la temperatura de su superficie 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 grupo rojo, quemando helio lentamente, antes de que la envoltura convectiva exterior colapse y la estrella se mueva hacia la rama horizontal.

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. Luego, la estrella sigue un camino evolutivo llamado rama gigante asintótica (AGB) que es paralelo a la otra fase gigante roja descrita, pero con una luminosidad más alta. Las estrellas AGB más masivas pueden sufrir un breve período de fusión de carbono antes de que el núcleo se degenere. Durante la fase AGB, las estrellas experimentan 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. Tanto como el 50 al 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 se realiza principalmente por convección, este material expulsado se enriquece con los productos de fusión extraídos del núcleo. Por lo tanto, la nebulosa planetaria está enriquecida con elementos como el carbono y el oxígeno. Finalmente, la nebulosa planetaria se dispersa, enriqueciendo el medio interestelar general. Por lo tanto, las futuras generaciones de estrellas están hechas de la "materia estelar" de estrellas pasadas.

Estrellas masivas

capas parecidas a la cebolla en el núcleo de una estrella masiva y evolucionada justo antes de que el núcleo colapse

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 roja. Las estrellas particularmente masivas pueden evolucionar a una estrella Wolf-Rayet, caracterizada por espectros dominados por líneas de emisión de elementos más pesados que el hidrógeno, que han llegado a la superficie debido a una fuerte convección y una intensa pérdida de masa, o por el desprendimiento de las capas exteriores.

Cuando se agota el helio en el núcleo de una estrella masiva, el núcleo se contrae y la temperatura y la presión aumentan lo suficiente como para fusionar el carbono (ver Proceso de quema de carbono). Este proceso continúa, con las etapas sucesivas alimentadas por neón (ver proceso de combustión de neón), oxígeno (ver proceso de combustión de oxígeno) y silicio (ver proceso de combustión de silicio). Cerca del final de la vida de la estrella, la fusión continúa a lo largo de una serie de capas de cebolla dentro de una estrella masiva. Cada capa fusiona un elemento diferente, con la capa más externa fusionando hidrógeno; el proyectil siguiente fusionando helio, y así sucesivamente.

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

Contraer

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, 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 reduce a un objeto relativamente pequeño del tamaño de la Tierra, conocido como enana blanca.. Las enanas blancas carecen de masa para que se produzca una mayor compresión gravitacional. La materia degenerada de electrones dentro de una enana blanca ya no es un plasma. Eventualmente, las enanas blancas se desvanecen en enanas negras durante un período de tiempo muy largo.

La Nebulosa Cangrejo, restos de una supernova que se observó por primera vez alrededor 1050 dC

En las estrellas masivas, la fusión continúa hasta que el núcleo de hierro crece tanto (más de 1,4 M_☉) que ya no puede soportar su propia masa. Este núcleo colapsará repentinamente cuando sus electrones sean conducidos a sus protones, formando neutrones, neutrinos y rayos gamma en un estallido de captura de electrones y decaimiento beta inverso. La onda de choque formada por este repentino colapso hace que el resto de la estrella explote en una supernova. 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, los observadores a simple vista han observado históricamente las supernovas como 'nuevas estrellas'. donde aparentemente no existía antes.

Una explosión de supernova arrasa con las capas exteriores de la estrella, dejando un remanente como la Nebulosa del Cangrejo. El núcleo se comprime en una estrella de neutrones, que a veces se manifiesta como 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_☉. 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.

Las capas exteriores que se desprenden de las estrellas moribundas incluyen 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 grandes estrellas juegan un papel importante en la configuración del medio interestelar.

Estrellas binarias

La evolución de estrellas binarias puede ser significativamente diferente de la evolución de estrellas individuales de la misma masa. Si las estrellas en un sistema binario están lo suficientemente cerca, cuando una de las estrellas se expande para convertirse en una gigante roja, puede desbordar su lóbulo de Roche, la región alrededor de una estrella donde el material está unido gravitacionalmente a esa estrella, lo que lleva a la transferencia de material a la otra.. Cuando el lóbulo de Roche se desborda, pueden producirse una variedad de fenómenos, que incluyen binarias de contacto, binarias de envoltura común, variables cataclísmicas, rezagadas azules y supernovas de tipo Ia. La transferencia de masa conduce a casos como la paradoja de Algol, donde la estrella más evolucionada de un sistema es la menos masiva.

La evolución de los sistemas estelares binarios y de orden superior se investiga intensamente ya que se ha descubierto que muchas estrellas son miembros 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 múltiples sistemas 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 la nucleosíntesis..

Todavía se discute la influencia de la evolución de 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 del núcleo. Las estrellas masivas individuales pueden ser incapaces de expulsar sus capas externas lo suficientemente rápido para formar los tipos y números 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.

Distribución

La impresión del artista del sistema Sirius, una estrella enana blanca en órbita alrededor de una estrella de la secuencia principal tipo A

Las estrellas no se distribuyen uniformemente por el universo, sino que normalmente se agrupan en galaxias junto con el gas y el polvo interestelar. Una gran galaxia típica como la Vía Láctea contiene cientos de miles de millones de estrellas. Hay más de 2 billones (10¹²) de galaxias, aunque la mayoría tiene menos del 10 % de la masa de la Vía Láctea. En general, es probable que haya entre 10²² y 10²⁴ estrellas (más estrellas que todos los granos de arena del planeta Tierra). La mayoría de las estrellas se encuentran dentro de las galaxias, pero entre el 10 y el 50 % de la luz de las estrellas en los grandes cúmulos de galaxias puede provenir de estrellas fuera de cualquier galaxia.

Un sistema multiestelar consta de dos o más estrellas unidas gravitacionalmente que se orbitan entre sí. El sistema de estrellas múltiples más simple y común es una estrella binaria, pero existen sistemas de tres o más estrellas. Por razones de estabilidad orbital, estos sistemas de estrellas múltiples a menudo se organizan en conjuntos jerárquicos de estrellas binarias. Los grupos más grandes se llaman cúmulos estelares. Estos van desde asociaciones estelares sueltas con solo unas pocas estrellas hasta cúmulos abiertos con docenas o miles de estrellas, hasta enormes cúmulos globulares con cientos de miles de estrellas. Estos sistemas orbitan alrededor de 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.

Se observan muchas estrellas y la mayoría o todas pueden haberse formado originalmente en sistemas de estrellas múltiples unidos gravitacionalmente. Esto es particularmente cierto para las estrellas de clase O y B muy masivas, el 80% de las cuales se cree que son parte de sistemas de estrellas múltiples. La proporción de sistemas de estrellas individuales aumenta con la disminución de la masa estelar, de modo que se sabe que solo el 25% de las enanas rojas tienen compañeras estelares. Como el 85% de todas las estrellas son enanas rojas, más de dos tercios de las estrellas de la Vía Láctea son probablemente enanas rojas individuales. En un estudio de 2017 de la nube molecular de Perseo, los astrónomos descubrieron 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 luego se separaron y dejaron atrás estrellas individuales.

Esta vista del NGC 6397 incluye estrellas conocidas como traficantes azules para su ubicación en el diagrama Hertzsprung-Russell.

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. Esto es típico de separaciones estelares en discos galácticos. Las estrellas pueden estar mucho más cerca unas de otras en los centros de las galaxias y en los cúmulos globulares, o mucho más separadas en los halos galácticos.

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. 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.

Características

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

Edad

La mayoría de las estrellas tienen entre mil y diez mil 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 de Matusalén, tiene una edad estimada de 14,46 ± 0,8 mil millones de años. (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).

Cuanto más masiva es la estrella, más corta es su vida útil, 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 en promedio unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de masa mínima (enanas rojas) queman su combustible muy lentamente y pueden durar de decenas a cientos de miles de millones de años.

Composición química

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

La estrella con el contenido de hierro más bajo jamás medido es la enana HE1327-2326, con solo 1/200.000 del contenido de hierro del Sol. Por el contrario, la estrella μ Leonis, rica en supermetales, tiene casi el doble de hierro que el Sol, mientras que la estrella 14 Herculis, que alberga planetas, tiene casi el triple de hierro. Las estrellas químicamente peculiares muestran abundancias inusuales de ciertos elementos en su espectro; especialmente cromo y elementos de tierras raras. Las estrellas con atmósferas exteriores más frías, incluido el Sol, pueden formar varias moléculas diatómicas y poliatómicas.

Diámetro

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

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 para aparecer como un disco y proporcionar luz natural. Además del Sol, la estrella con el mayor tamaño aparente es R Doradus, con un diámetro angular de solo 0,057 segundos de arco.

Los discos de la mayoría de las estrellas tienen un tamaño angular demasiado pequeño para ser observados con los telescopios ópticos terrestres actuales, por lo que se requieren telescopios de interferómetro para producir imágenes de estos objetos. Otra técnica para medir el tamaño angular de las estrellas es a través de la ocultación. Al medir con precisión la disminución del brillo de una estrella cuando la Luna la oculta (o el aumento del brillo cuando reaparece), se puede calcular el diámetro angular de la estrella.

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 unas 1000 veces mayor que el del Sol con un diámetro mucho más bajo. densidad.

Cinemática

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

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

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, está determinado por mediciones astrométricas precisas en unidades de milisegundos de arco (mas) por año. Con el conocimiento de la paralaje de la estrella y su distancia, se puede calcular la velocidad de movimiento adecuada. Junto con la velocidad radial, se puede calcular la velocidad total. Es probable que las estrellas con altas tasas de movimiento propio estén relativamente cerca del Sol, lo que las convierte en buenas candidatas para las mediciones de paralaje.

Cuando se conocen ambas tasas de movimiento, se puede calcular la velocidad espacial de la estrella en relación con el Sol o la galaxia. Entre las estrellas cercanas, se ha encontrado que las estrellas más jóvenes de la población I generalmente tienen velocidades más bajas que las estrellas más viejas de la población II. Estos últimos tienen órbitas elípticas que están inclinadas al plano de la galaxia. Una comparación de la cinemática de estrellas cercanas ha permitido a los astrónomos rastrear su origen hasta puntos comunes en nubes moleculares gigantes, y se conocen como asociaciones estelares.

Campo magnético

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

El campo magnético de una estrella se genera dentro de las regiones del interior donde se produce la circulación convectiva. Este movimiento de plasma conductor funciona como una dínamo, donde el movimiento de cargas eléctricas induce campos magnéticos, como lo hace una dínamo mecánica. Esos campos magnéticos tienen un gran alcance que se extiende a lo largo y más allá de la estrella. La fuerza del campo magnético varía con la masa y la composición de la estrella, y la cantidad de actividad de la superficie magnética 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.

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 más bajo de actividad superficial. Los niveles de actividad de las estrellas que giran lentamente tienden a variar de manera cíclica y pueden cerrarse por completo durante períodos de tiempo. Durante el Mínimo de Maunder, por ejemplo, el Sol experimentó un Período de 70 años casi sin actividad de manchas solares.

Masa

Una de las estrellas más masivas conocidas es Eta Carinae, 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. 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 que se acumula. Se han medido varias estrellas en el cúmulo R136 en la Gran Nube de Magallanes con masas más grandes, pero se ha determinado que podrían haberse creado 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.

La nebulosa de reflexión NGC 1999 está brillantemente iluminada por V380 Orionis. El parche negro del cielo es un gran agujero de espacio vacío y no una nebulosa oscura como se pensaba anteriormente.

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

Con una masa de solo 80 veces la de Júpiter (M_J), 2MASS J0523-1403 es la estrella más pequeña conocida que experimenta una fusión nuclear en su núcleo. Para estrellas con una metalicidad similar a la del Sol, la masa mínima teórica que la estrella puede tener y aun así experimentar fusión en el núcleo, se estima en unos 75 M_J. 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. Los cuerpos más pequeños llamados enanas marrones ocupan un área gris mal definida entre las estrellas y los gigantes gaseosos.

La combinación del radio y la masa de una estrella determina su gravedad superficial. Las estrellas gigantes tienen una gravedad superficial mucho más baja que las estrellas de secuencia principal, mientras que ocurre lo contrario con las estrellas degeneradas y compactas, como las enanas blancas. La gravedad de la superficie puede influir en la apariencia del espectro de una estrella, y una mayor gravedad provoca una ampliación de las líneas de absorción.

Rotación

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 más, lo que hace que su ecuador sobresalga hacia afuera y le dé 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 rompería. Por el contrario, el Sol gira una vez cada 25 o 35 días, según la latitud, con una velocidad ecuatorial de 1,93 km/s. El campo magnético de una estrella de secuencia principal y el viento estelar sirven para desacelerar su rotación en una cantidad significativa a medida que evoluciona en la secuencia principal.

Las estrellas degeneradas se han contraído en una masa compacta, lo que resulta en una velocidad de rotación rápida. Sin embargo, tienen velocidades 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 velocidad 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. A pesar de esto, la velocidad 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. La velocidad de rotación del púlsar disminuirá gradualmente debido a la emisión de radiación.

Temperatura

La temperatura de la superficie 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. La temperatura normalmente se da en términos de una temperatura efectiva, que es la temperatura de un cuerpo negro idealizado que irradia su energía con la misma luminosidad por área de superficie que la estrella. La temperatura efectiva es solo representativa de la superficie, ya que la temperatura aumenta hacia el núcleo. La temperatura en la región central de una estrella es de varios millones de Kelvin.

La temperatura estelar determinará la tasa de ionización de varios elementos, lo que dará como resultado líneas de absorción características en el espectro. La temperatura de la superficie de una estrella, junto con su magnitud absoluta visual y características de absorción, se utiliza para clasificar una estrella (consulte la clasificación a continuación).

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 K. Las gigantes rojas tienen temperaturas superficiales relativamente bajas, de unos 3600 K; pero tienen una gran luminosidad debido a su gran superficie exterior.

Radiación

La energía producida por las estrellas, un producto de la fusión nuclear, se irradia al espacio como radiación electromagnética y radiación de partículas. La radiación de partículas emitida por una estrella se manifiesta como el viento estelar, que corrientes de las capas externas como protones cargados eléctricamente y partículas alfa y beta. Un flujo constante de neutrinos casi sin masa emana directamente del núcleo de la estrella.

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 solo 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 frecuencia más baja, como la luz visible, cuando llega a las capas exteriores de la estrella.

El color de una estrella, determinado por la frecuencia más intensa de la luz visible, depende de la temperatura de las capas exteriores de la estrella, incluida su fotosfera. Además de la luz visible, las estrellas 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 a través del infrarrojo, la luz visible, el 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 brindan información sobre la física de la estrella.

Usando 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 de la superficie y el período de rotación se pueden estimar en función de los modelos estelares. (La masa se puede calcular para estrellas en sistemas binarios midiendo sus velocidades y distancias orbitales. Se ha utilizado microlente gravitacional para medir la masa de una sola estrella). Con estos parámetros, los astrónomos pueden estimar la edad de la estrella.

Luminosidad

La luminosidad de una estrella es la cantidad de luz y otras formas de energía radiante que irradia por unidad de tiempo. Tiene unidades de potencia. La luminosidad de una estrella está determinada por su radio y temperatura superficial. Muchas estrellas no irradian uniformemente en toda su superficie. La estrella de rotación rápida Vega, por ejemplo, tiene un mayor flujo de energía (potencia por unidad de área) en sus polos que a lo largo de su ecuador.

Los parches 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 características con solo pequeñas manchas estelares. Las estrellas gigantes tienen manchas estelares mucho más grandes y más evidentes, y exhiben un fuerte oscurecimiento de las extremidades estelares. Es decir, el brillo disminuye hacia el borde del disco estelar. Las estrellas fulgurantes enanas rojas como UV Ceti pueden poseer características prominentes de manchas estelares.

Magnitud

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 de la Tierra, el efecto de extinción del polvo y gas interestelar y la alteración de la luz de la estrella a medida que atraviesa la atmósfera de la Tierra. 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).

Tanto la escala de magnitud aparente como la absoluta son unidades logarítmicas: la diferencia de un número entero en la magnitud equivale a una variación de brillo de aproximadamente 2,5 veces (la quinta raíz de 100 o aproximadamente 2,512). Esto significa que una estrella de primera magnitud (+1,00) es unas 2,5 veces más brillante que una estrella de segunda magnitud (+2,00) y unas 100 veces más brillante que una estrella de sexta magnitud (+6,00). Las estrellas más débiles visibles a simple vista en buenas condiciones de visibilidad tienen una magnitud de +6.

En ambas escalas de magnitud aparente y absoluta, cuanto menor es el número de magnitud, más brillante es la estrella; cuanto mayor es el número de magnitud, más débil es la estrella. Las estrellas más brillantes, en cualquier escala, tienen números de magnitud negativa. La variación de brillo (ΔL) entre dos estrellas se calcula restando el número de magnitud de la estrella más brillante (m_b) de la magnitud número de la estrella más débil (m_f), luego usando la diferencia como exponente para el número base 2.512; es decir:

Δ Δ m=mf− − mb{displaystyle Delta {m}=m_{mathrm {f} }-m_{mathrm {b}

2.512Δ Δ m=Δ Δ L{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; por ejemplo, la brillante estrella Sirio tiene una magnitud aparente de -1,44, pero tiene una magnitud absoluta de +1,41.

El Sol tiene una magnitud aparente de −26,7, pero su magnitud absoluta es solo +4,83. Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno vista desde la Tierra, es aproximadamente 23 veces más 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. el sol. A pesar de que Canopus es mucho más luminosa que Sirius, la última estrella parece ser la más brillante de las dos. Esto se debe a que Sirius está a solo 8,6 años luz de la Tierra, mientras que Canopus está mucho más lejos, a una distancia de 310 años luz.

Las estrellas conocidas más luminosas tienen magnitudes absolutas de aproximadamente −12, lo que corresponde a 6 millones de veces la luminosidad del Sol. 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; las estrellas justo por encima de este límite se han ubicado 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 17.

Clasificación

El sistema de clasificación estelar actual se originó a principios del siglo XX, cuando las estrellas se clasificaron de A a Q en función de la fuerza de la línea de hidrógeno. Se pensó que la fuerza de la línea de hidrógeno era una función lineal simple de la temperatura. En cambio, fue más complicado: se fortaleció con el aumento de la temperatura, alcanzó su punto máximo cerca de los 9000 K y luego disminuyó a temperaturas más altas. Desde entonces, las clasificaciones se reordenaron por temperatura, en la que se basa el esquema moderno.

Las estrellas reciben una clasificación de una sola letra según su espectro, que va desde el tipo O, que son muy calientes, hasta M, que son tan frías que las moléculas pueden forman en sus atmósferas. Las principales clasificaciones en orden de temperatura superficial decreciente son: O, B, A, F, G, K y M. Una variedad de tipos espectrales raros reciben clasificaciones especiales. Los más comunes 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 falla a temperaturas extremadamente altas, ya que las clases O0 y O1 pueden no existir.

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

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

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

Estrellas variables

La apariencia asimétrica de Mira, una estrella variable oscilante

Las estrellas variables tienen cambios periódicos o aleatorios en la 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 pasan por 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 períodos que van desde minutos hasta años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta categoría incluye estrellas cefeidas y similares a las cefeidas, y variables de período largo como Mira.

Las variables eruptivas son estrellas que experimentan aumentos repentinos de luminosidad debido a erupciones o eventos de eyección de masa. 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 sufren un cambio drástico en sus propiedades. Este grupo incluye novas y supernovas. Un sistema estelar binario que incluya una enana blanca cercana puede producir ciertos tipos de estas espectaculares explosiones estelares, incluida la nova y una supernova de Tipo 1a. La explosión se crea cuando la enana blanca acumula hidrógeno de la estrella compañera, acumulando masa hasta que el hidrógeno se fusiona. Algunas novas son recurrentes y tienen estallidos periódicos de amplitud moderada.

Las estrellas pueden variar en luminosidad debido a factores extrínsecos, como binarias eclipsantes, así como estrellas en rotación que producen manchas estelares extremas. Un ejemplo notable de un binario eclipsante es Algol, que varía regularmente en magnitud de 2,1 a 3,4 durante un período de 2,87 días.

Estructura

Estructuras internas de estrellas de secuencia principal con masas indicadas en masas solares, zonas de convección con ciclos de flecha, y zonas radiantes con flashes rojos. De izquierda a derecha, un enano rojo, un enano amarillo y una estrella de secuencia principal azul-blanca

El interior de una estrella estable se encuentra en un estado de equilibrio hidrostático: las fuerzas en cualquier volumen pequeño se contrarrestan casi exactamente entre sí. Las fuerzas equilibradas son la fuerza gravitatoria interna y una fuerza externa 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 por lo menos del orden de 10⁷ K. La temperatura y la presión resultantes en el núcleo que quema hidrógeno de una estrella de secuencia principal son suficientes para la energía nuclear. que se produzca la fusión y que se produzca suficiente energía para evitar un mayor colapso de la estrella.

A medida que los núcleos atómicos se fusionan en el núcleo, emiten energía en forma de rayos gamma. Estos fotones interactúan con el plasma circundante y se suman a la energía térmica en el núcleo. Las estrellas de la secuencia principal convierten el hidrógeno en helio, creando una proporción de helio en el núcleo que aumenta lenta pero constantemente. Eventualmente, 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 se produce en una capa que se expande lentamente alrededor del núcleo de helio degenerado.

Además del equilibrio hidrostático, el interior de una estrella estable mantendrá un equilibrio energético de equilibrio térmico. Hay un gradiente de temperatura radial en todo el interior que da como resultado un flujo de energía que fluye hacia el exterior. El flujo saliente de energía que sale de cualquier capa dentro de la estrella coincidirá exactamente con el flujo entrante desde abajo.

La zona de radiación es la región del interior estelar donde el flujo de energía hacia el exterior depende de la transferencia de calor por radiación, ya que la transferencia de calor por convección es ineficiente en esa zona. En esta región, el plasma no será perturbado y cualquier movimiento de masa desaparecerá. Cuando este no sea el caso, entonces el plasma se vuelve inestable y se producirá convección, formando una zona de convección. Esto puede ocurrir, por ejemplo, en regiones donde ocurren flujos de energía muy altos, como cerca del núcleo o en áreas con alta opacidad (haciendo que la transferencia de calor por radiación sea ineficiente) como en la envoltura exterior.

La aparición 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 profunda en el interior y una zona de radiación en las capas exteriores. Las estrellas más pequeñas como el Sol son todo lo contrario, con la zona convectiva ubicada en las capas exteriores. Las estrellas enanas rojas con menos de 0,4 M_☉ son convectivas en su totalidad, lo que evita la acumulación de un núcleo de helio. Para la mayoría de las estrellas, las zonas de convección variarán con el tiempo a medida que la estrella envejezca y se modifique la constitución del interior.

Una sección transversal del Sol

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.

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 encima de la fotosfera, es la delgada región de la cromosfera, donde aparecen las espículas y comienzan las erupciones estelares. Por encima de esto está la región de transición, donde la temperatura aumenta rápidamente en una distancia de solo 100 km (62 mi). Más allá está la corona, un volumen de plasma sobrecalentado que puede extenderse varios millones de kilómetros. La existencia de una corona parece depender de una zona convectiva en las capas exteriores de la estrella. A pesar de su alta temperatura, la corona emite muy poca luz debido a su baja densidad de gas. 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 el exterior de la estrella, hasta que interactúa con el medio interestelar. Para el Sol, la influencia de su viento solar se extiende a lo largo de una región con forma de burbuja llamada heliosfera.

Vías de reacción de fusión nuclear

Panorama general de la cadena protón-protón

El ciclo de nitrógeno-oxigeno carbono

Cuando los núcleos se fusionan, la masa del producto fusionado es inferior a la masa de las partes originales. Esta masa perdida se convierte en energía electromagnética, según la relación masa-energía E=mc2{displaystyle E=mc^{2}. Una variedad de reacciones de fusión nuclear tienen lugar en los núcleos de estrellas, que dependen de su masa y composición.

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

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:

41H → 22H + 2e+ + 2νe(2 x 0.4 MeV)

2e+ + 2e⁻ → 2γ (2 x 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 23He + 2γ (2 x 5.5 MeV)

2³Él → 4He + 2¹H (12,9 MeV)

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

Todas estas reacciones dan como resultado la reacción general:

4¹H → ⁴Él + 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 está en millones de electronvoltios. Cada reacción individual produce solo una pequeña cantidad de energía, pero debido a que un gran número de estas reacciones ocurren constantemente, producen toda la energía necesaria para mantener la emisión de radiación de la estrella. En comparación, la combustión de dos moléculas de hidrógeno gaseoso con una molécula de oxígeno gaseoso libera solo 5,7 eV.

En estrellas más masivas, el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por carbono llamado ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno.

En estrellas evolucionadas con núcleos a 100 millones de kelvin y masas entre 0,5 y 10 M_☉, el helio se puede transformar en carbono en el proceso triple alfa que utiliza la elemento intermedio berilio:

⁴Él + ⁴Él + 92 keV → 8*Be

⁴Él + ^8*Be + 67 keV → ^12*C

^12*C → 12C + γ + 7.4 MeV

Para una reacción general de:

Reseña de procesos de fusión consecutivos en estrellas masivas

3⁴Él → ¹²C + γ + 7.2 MeV

En las estrellas masivas, los elementos más pesados pueden quemarse en un núcleo que se contrae mediante el proceso de combustión de neón y el proceso de combustión de oxígeno. La etapa final en el proceso de nucleosíntesis estelar es el proceso de combustión de silicio que da como resultado la producción del isótopo estable hierro-56. Cualquier fusión adicional sería un proceso endotérmico que consume energía, por lo que solo se puede producir más energía a través del colapso gravitacional.