Estrellas y clases de estrellas

Las estrellas son cuerpos de masas enormes. Comparadas con la masa del Sol, las más pequeñas tienen cerca de 1/12 de la masa solar, son las llamadas enanas marrones; las más grandes tienen entre 120 y 200 veces la masa del Sol.

Muchas estrellas, el Sol entre ellas, giran a bajas velocidades, por lo que tienen simetría casi esférica. Otras estrellas, que giran a gran velocidad, tienen su radio ecuatorial significativamente mayor que su radio polar.

Una velocidad de rotación alta genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. La estrella Vega, por ejemplo, tiene velocidad de rotación de 275 km/seg en el ecuador, lo que hace que los polos estén a una temperatura superior a los 10.000 grados Kelvin y el ecuador a temperatura de 7.900 grados Kelvin.

Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares presentes en las nebulosas.

A causa de la fuerza gravitatoria, las nubes de moléculas de hidrógeno (H₂) empiezan a concentrarse, haciendo que su densidad aumente progresivamente.

El colapso gravitatorio cada vez más intenso de las moléculas de hidrógeno, provoca fusiones de estas moléculas y reacciones nucleares expansivas que equilibran la fuerza gravitatoria.

Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos.

Se estima que a partir de cuando la masa de este núcleo es de 1/12 de la masa del Sol, la temperatura es suficiente para encender el horno nuclear.

Si la masa colapsada fuera superior a 200 masas solares, la presión de la fusión del núcleo haría que la estrella estallara violentamente.

El equilibrio entre ambas fuerzas hace que las estrellas que vemos en el cielo sean como las conocemos.

La estrella morirá cuando se agote el hidrógeno de su  núcleo, lo que hará que la gravedad ya no tenga nada que impida el colapso de la estrella.

Una estrella típica se divide en: núcleo, zona de radiación, zona de convección y la atmósfera.

En el núcleo se producen las reacciones nucleares que generan su energía.

Las zonas de radiación y convección transportan dicha energía hacia la superficie.

La atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Es la zona más fría de la estrella y en ella se producen los fenómenos de eyección de materia. Se distinguen en ella: la cromósfera, la fotósfera y la corona solar.

La corona solar es una capa de la atmósfera muy poco densa, formada por partículas ionizadas que, al estar aceleradas por el campo magnético de la estrella, adquieren grandes velocidades que hacen aumentar su temperatura hasta un millón de grados.

Las estrellas disipan en el espacio una enorme cantidad de energía, en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar.

Debido a esta increíble energía las estrellas brillan y podemos observarlas en el cielo nocturno como puntos luminosos.

¿Cuál es la fuente de la enorme energía que alimenta a las estrellas y que produce esa luminosidad increíblemente intensa? La contracción gravitatoria es una fuente energética muy grande, pero no basta para explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años.
En la década de los años 1920, Sir Arthur Eddington atribuyó el aporte de energía a las reacciones nucleares. En 1938, Hans Bethe profundizó en esta teoría, estudiando el  mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión, capaces de mantener la estructura interna de una estrella. Su teoría es válida para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de ciclo de Bethe.

El Sol es una estrella que al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

La luminosidad de las estrellas tiene un rango muy amplio, que va desde 0,001 a 3.000.000 de veces la luminosidad del Sol.

La mayoría de las estrellas tienen una edad que oscila entre 1.000 millones y 10.000 millones de años; algunas estrellas son más viejas todavía. La estrella observada más antigua, HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13.200 millones de años.

El Sol se formó como estrella hace 4.500 millones de años.

La evolución de una estrella depende de su masa. Las estrellas continuamente pierden masa y en las últimas fases de sus vidas la pierden de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original.

Cuando la masa disminuya hasta cierto nivel y en la estrella no se produzcan fusiones de material, entrará en un proceso degenerativo que la hará colapsar sobre sí misma debido a la gravedad.

Dependiendo de su masa, la estrella puede convertirse en una enana blanca, en una estrella de neutrones, en un agujero negro o explotar y transformarse en una supernova.

La imagen de la derecha es la de NGC 2440, creada por una estrella similar al Sol en los últimos estadios de su vida. Ha expulsado sus capas exteriores las cuales forman ahora como un capullo alrededor del núcleo estelar. El material resplandece debido a la luz ultravioleta proveniente de la estrella.

El punto blanco que se ve cerca del centro, es una enana blanca y era el núcleo de la estrella.

El Sol pierde cada año unos 10²⁰ gramos de materia que son expulsados por el viento solar.

En las estrellas más masivas esta pérdida es mayor desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa y acabará su vida con menos de 10 masas solares.

Al morir la estrella, en la mayoría de los casos, se transforma en una nebulosa planetaria o en una supernova, por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar.

La materia expulsada incluye elementos pesados, producidos en la estrella, que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.

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 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.

Es frecuente que dos, tres o más estrellas cercanas queden atrapadas entre sí por sus fuerzas de gravitación.

Cerca del 90% de las estrellas muy masivas de la Vía Láctea, pertenecen a sistemas binarios. Y solamente el 50% de las estrellas de poca masa, forman sistemas binarios.

La estrella más brillante de la constelación de Orión se llama Rigel y está situada en el supuesto pie izquierdo de la figura del cazador de Orión. Se ubica a unos 773 años luz de la Tierra y su brillo es equiparable a 40.000 veces el del Sol.

Rigel, una estrella supergigante blanco azulada, es en realidad un sistema triple en el cual la estrella principal es orbitada por dos compañeras: Rigel ß  y Rigel C que giran en torno a Rigel A.

La estrella Castor, de la constelación Géminis es un realidad un sistema de 6 estrellas, sólo discernibles con potentes telescopios.

La estrella B de la constelación de Unicornio es un impresionante sistema de estrella triple que forman un triángulo y que descubrió William Herschell en el año 1781.

Sirio es la estrella más brillante del cielo. A su alrededor orbita una estrella del tipo enana blanca, llamada Sirio ß.

Se dice que el estudio de las estrellas binarias es clave en el entendimiento de la evolución estelar.

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino que se encuentran agrupadas en galaxias que  contienen cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico.

Se conocen más de 100.000 galaxias. Una de ellas es la Vía Láctea, en uno de los extremos de la cual se encuentra nuestro Sol.Otras veces, las estrellas se agrupan en los llamados cúmulos estelares, que son grandes concentraciones que van desde decenas hasta centenares de miles de estrellas.
 
En la Vía Láctea hay cúmulos que contienen desde centenares de miles a millones de estrellas. Tal es el caso de cúmulo denominado NGC 3603, del cúmulo Doradus en la Gran Nube de Magallanes.

La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir tomando como patrones las magnitudes solares. La masa del Sol es  1,9891 × 1030 kg.  Las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como Msol.