Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar.
Las estrellas se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones ópticas que produce la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso.
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol.

Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro.

Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las pérdidas de masa sólo serán significativas en las estrellas de más de 10 masas solares, las cuales son mucho más escasas, como Eta Carinae.
En las fases finales del ciclo, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensísimos vientos estelares, la estrella expulsa parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.

La Nebulosa del Cangrejo con 6 años luz de ancho, es el remanente de la explosión de una supernova que los astrónomos chinos y japoneses registraron en el año 1045.
Foto: NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University)

Binarias y sistemas múltiples

Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando binarias, o sistemas múltiples.
Una estrella binaria, está formada por dos estrellas que se orbitan una a la otra, alrededor del centro de sus masas y unidas por el tirón gravitacional mutuo. Cada una de ellas se mueve siguiendo órbitas elípticas al rededor de su centro común de gravedad. Entre más cercanas más rápido es el ciclo de cada órbita y entre más alejadas mas lento. Sus periodos orbitales pueden medir de unos cuantos a millones de años. El origen de un sistema binario puede ser ya por que los componentes que lo integran se formaron simultáneamente de la misma nube de materia original o porque, eventualmente, una estrella es atrapada por otra en su viaje por la galaxia. Un sistema múltiple es un conjunto de tres o más estrellas ligadas gravitacionalmente al igual que las binarias. Comúnmente en estos sistemas una binaria es el centro gravitatorio de las demás. Las dobles ópticas, no forman sistemas físicos, sólo son dos estrellas o más que por efecto de la perspectiva, al ser vistas desde la Tierra, parecen estar juntas pero no están ligadas gravitacionalmente. Por lo que propiamente dicho no son binarias. Las binarias se pueden detectar por técnicas visuales como el telescopio o por técnicas indirectas como la espectroscopía, interferometría de moteado y astrometría. Según la relación y proximidad de sus componentes se les conoce como binarias de contacto, muy cerradas, cerradas, abiertas o muy abiertas, y cuando un componente pasa frente al otro, visto desde la Tierra, se les denomina Binarias Eclipsantes. Por el número de estrellas estudiadas en nuestra galaxia se observa que de cada 5, 3 son binarias o sistemas múltiples, por lo que se infiere que estos sistemas son algo más comunes que las estrellas solitarias como nuestro Sol.

Cúmulos estelares

La mayoría de las estrellas forman parte de sistemas binarios y múltiples pero en general también se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los cúmulos estelares. Estos cúmulos son fruto de brotes de formación estelar de una misma nube de materia y se cree que todas las estrellas se forman en grupo, como sucede en la Gran Nebulosa de Orión. En la Vía Láctea se distinguen dos tipos: los cúmulos globulares que se encuentran alrededor en el halo, forman grupos más o menos compactos y contienen entre 10.000 y 1.000.000 de estrellas y por lo general son estrellas viejas como M80 y los cúmulos abiertos que están en el disco y son de formación reciente, algunos con abundantes estrellas azules como las Pleiades. Estos últimos son notablemente más pequeños e irregulares que los primeros y tienen un intervalo de edades entre sus miembros más amplio.

 

Estrellas aisladas

No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios con otras estrellas; como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Sin embargo, estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas múltiples, nebulosas, gas interestelar, etc.

Las Pléyades son las 7 estrellas más brillantes de un cúmulo abierto con estrellas muy jóvenes, con apenas 100 millones de años de edad, a 440 años luz de distancia ubicado en la constelación de Tauro.
Foto: NASA, ESA and AURA/Caltech

Con esta fotografía de Beta Pictoris tomada por el Telescopio Espacial Hubble, se confirmó la existencia no de uno si no de dos discos de polvo protoplanetario circundando la estrella. Otras imágenes han dado evidencia de al menos un planeta del tamaño de Júpiter orbitando a Beta Pictoris. La estrella se ve en negro porque está bloqueada con el coronógrafo para poder apreciar la luz más tenue de la corona de la estrella.
Foto: NASA, ESA, D. Golimowski (Johns Hopkins University), D. Ardila (IPAC), J. Krist (JPL), M. Clampin (GSFC), H. Ford (JHU), and G. Illingworth (UCO/Lick) and the ACS Science Team.

Otros sistemas solares

Hasta 1988 no se tenía evidencia de otros sistemas planetarios, y de entonces a agosto de 2007 la cuenta llega a 249 planetas extrasolares, con masas entre una y diez veces la masa de Júpiter, como el planeta descubierto en Epsilon Eridani en el año 2000. Aunque actualmente, Gliese 581 d, el tercer planeta de Gliese 581, una enana roja a 20 años luz de la Tierra, parece ser el mejor ejemplo de un posible exoplaneta terrestre o rocoso, que orbita cerca de la zona habitable del espacio alrededor de su estrella y del que se sospecha puede tener agua en estado líquido. También se observan discos de acrecimiento protoplanetarios alrededor de algunas estrellas como en Beta Pictoris, que nos arrojan luz de cómo era nuestro sistema solar cuando los planetas estaban en formación.

Distribución estelar

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico que se sitúa en la constelación de Sagitario, donde hay una alta concentración de millones de estrellas. Y por último, en el halo galáctico que rodea toda la galaxia, donde se encuentran la mayoría de los cúmulos globulares con enormes distancias entre unos y otros.

Tipos espectrales

Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules como, Alnitak del cinturón de Orión, mientras que estrellas de menor temperatura superficial, clase M, son rojizas como Betelgeuse de Orión y Antares de Escorpión.

Tipos espectrales
Clasificación	Color	Temp. (°K)	Ejemplo
O	azul	40,000-25,000	Naos
B	blanco-azul	25,000-11,000	Spica
A	blanco	11,000-7,500	Vega
F	blanco-amarillo	7,500-6,000	Procyon
G	amarillo	6,000-5,000	Sol
K	naranja	5,000-3,500	Arcturus
M	rojo	3,500-3,000	Betelgeuse

Clases de luminosidad

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

Clases de luminosidad
Clase	Descripción
Ia	Supergigantes luminosas
Ib	Supergigantes
II	Gigantes luminosas
III	Gigantes
IV	Sub-gigantes
V	Enanas (Sol)
VI	Sub-enanas
VII	Enanas blancas

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