Estreles

Una regió de formació estelar en la Gran Núvol de Magallanes.

Image del Sol en fals color, una estrela de tipo-G de la seqüència principal, la més propenca a la Terra.

Una estrela (del llatí: stella) és un objecte astronòmic lluminós en forma d'esferoide, que es manté gràcies al equilibri hidrostàtic alcançat per la seua pròpia gravetat. L'estrela més propenca a la Terra és el Sol. Atres estreles són visibles a simple vista des de la Terra durant la nit com una diversitat de punts lluminosos aparentment fixos en el cel per la distància a la que es troben.

Històricament les estreles més prominents varen ser agrupades en constelacions i asterismes, i les més lluentes varen ser denominades en noms propis. Els astrònoms han recopilat un extens catàlec, proporcionant a les estreles designació estandardisades. No obstant la majoria de les estreles en l'Univers, incloent totes les que estan fòra de nostra galàxia, la Via Làctea, no són visibles a simple vista des de la Terra. De fet, la majoria són invisibles des del nostre planeta inclús a través dels telescopis de gran potència. Durant a lo manco una part de la seua vida, una estrela lluïx per la fusió termonuclear del hidrogen en heli en el seu núcleu, que llibera energia, la qual travessa l'interior de l'estrela i, despuix, es irradia cap al espai exterior. Casi tots els elements naturals més pesats que l'heli es creen per nucleosíntesis estelar durant la vida d'una estrela i, en algunes d'elles, per nucleosíntesis de supernova quan exploten. Prop del final de la seua vida una estrela també pot contindre matèria degenerada. Els astrònoms poden determinar la massa, edat, metalicidad (composició química) i moltes atres propietats de les estreles per mig de l'observació del seu moviment a través de l'espai, el seu lluminositat i la seua espectre. La massa total d'una estrela és el principal determinant del seu evolució i destí final. Atres característiques de les estreles, com el diàmetro i la temperatura, canvien a lo llarc de la seua vida, mentres que l'entorn d'una estrela afecta a la seua rotació i moviment. Una gràfica de dispersió de moltes estreles que fa referència a la seua lluminositat, magnitut absoluta, temperatura superficial i tipo espectral, conegut com el diagrama d'Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permet determinar l'edat i l'estat evolutiu d'una estrela. La vida d'una estrela comença en el colapse gravitacional d'una nebulosa gaseosa de material compost, principalment d'hidrogen, junt en heli i traces d'elements més pesats. Quan el núcleu estelar és lo suficientment dens, l'hidrogen comença a convertir-se en heli a través de la fusió nuclear, lliberant energia durant el procés. Els restants de l'interior de l'estrela porten l'energia fòra del núcleu a través d'una combinació de processos de transferència de calor per radiació i convecció. La pressió interna de l'estrela evita que es colapse encara més baix la seua pròpia gravetat. Quan s'agota el combustible d'hidrogen en el núcleu, una estrela en a lo manco 0.4 voltes la massa del Sol s'expandirà fins a convertir-se en una jaganta roja, en alguns casos fusionant elements més pesats en el núcleu o en les capes que rodegen el seu núcleu (com el carbono o l'oxigen). Llavors l'estrela evoluciona fins a una forma degenerada, expulsant una porció de la seua matèria en el mig interestelar, a on contribuirà a la formació d'una nova generació d'estreles. Mentrestant, el núcleu es convertix en un remanente estelar: una nana blanca, una estrela de neutrons, o (si és lo suficientment massiva) un forat negre. Els sistema binarios i multiestelares consten de dos o més estreles unides gravitacionalmente entre sí, i per lo general es mouen entorn a una atra en òrbitas estables. Quan dos estreles posseïxen una òrbita relativament propenca, la seua interacció gravitatoria pot tindre un impacte significatiu en la seua evolució. Les estreles unides gravitacionalmente entre sí poden formar part d'estructures molt més grans, com cúmuls estelars o galàxias.

Observació històrica

Les persones han vist patrons en les estreles des de temps antics. Esta representació de la constelació de Leo, elleó, en 1690, és de Johannes Hevelius.

Històricament les estreles han segut importants per a les civilisacions en tot lo món, han format part de les pràctiques religioses i es varen utilisar per a la navegació celest i l'orientació. Molts astrònoms antics creïen que les estreles estaven fixades permanentment a una esfera celest i eren immutables. Per convenció els astrònoms agrupaven les estreles en constelacions i les usaven per a rastrejar els moviments dels planetes i la posició inferida del Sol. El moviment del Sol contra les estreles de fondo (i l'horisó) va ser utilisat per a crear calendaris, usats per a regular les pràctiques agrícoles. el calendari gregoriano, seguit actualment casi en tot lo món, és un calendari solar basat en l'àngul de l'eix de rotació de la Terra sobre la seua estrela local, el Sol. la carta estelar més antiga en data precisa va ser un guany de l'antiga astronomia egipcíaca en 1534 a. C. Els primers catàlecs d'estreles coneguts varen ser compilados pels antics astrònoms babilònics de Mesopotamia a finals del segon mileni a. C., durant el periodo casita (ca. 1531-1155 a. C.).

El primer catàlec d'estreles en l'astronomia grega va ser creat per Aristilo aproximadament en 300 a. C., en l'ajuda de Timocharis. El catàlec d'estreles d'Hiparco (II a. C.) incloïa 1020 estreles, i es va utilisar per a ensamblar el catàlec d'estreles de Ptolomeo. Hiparco és conegut pel descobriment de la primera nova (nova estrela) registrada. Moltes de les constelacions i noms d'estreles en us hui en dia deriven de l'astronomia grega. A pesar de l'aparent inmutabilidad dels cels, els astrònoms chinencs varen ser conscients de que podrien aparéixer noves estreles. En 185 d. C., varen anar els primers en observar i escriure sobre una supernova, ara coneguda com SN 185. L'event estelar més lluent registrat de l'història va ser la supernova SN 1006, que va ser observada en 1006 i descrita per l'astrònom egipcíac Ali ibn Ridwan i varis astrònoms chinencs. La supernova SN 1054, que va donar orige a la Nebulosa del Carranc, també va ser observada per astrònoms chinencs i islàmics.

Els astrònoms islàmics medievals varen donar noms àraps a moltes estreles que encara s'usen hui i varen inventar numerosos instruments astronòmics en els que poder calcular les posicions de les estreles. També varen construir els primers grans instituts d'investigació i observatoris, principalment en el propòsit de produir catàlecs Zij d'estreles. Entre ells l'astrònom persa Abd Al-Rahman Al Sufi, que va escriure el Llibre de les Estreles Fixes (964), va observar vàries estreles, conglomerats d'estreles (incloses els Omicron Velorum i els cúmuls de Brocchi) i galàxies (inclosa la Galàxia d'Andrómeda). Segons A. Zahoor, en el XI, l'erudit polímata persa Abu Rayhan Biruni va descriure la galàxia de la Via Làctea com una multitut de fragments que tenien les propietats d'estreles nebulosas i en 1019 també va donar les latituts de vàries estreles durant un eclipse llunar.

Segons Josep Puig, l'astrònom andalusí Ibn Bajjah va propondre que la Via Làctea estava formada per moltes estreles que casi es tocaven entre sí i semblava ser una image contínua per l'efecte de la refracció del material sublunar, citant la seua observació de la conjunció de Júpiter i Mart en 500 AH (1106/1107 d. C.) com a evidència.

Els primers astrònoms europeus, com Tycho Brahe, varen identificar noves estreles en el cel nocturn (més alvance denominades novas), sugerint que els cels no eren immutables. En 1584, Giordano Bruno va sugerir que les estreles eren com el Sol i podrien tindre atres planetes, possiblement semblats a la Terra, en òrbita al voltant d'elles, una idea que ya havia segut sugerida anteriorment pels antics filòsofs grecs, Demócrito i Epicuro, i pels cosmólogos islàmics medievals com Fakhr al-Din al-Razi. En el sigle següent l'idea de que les estreles eren iguals al Sol estava aplegant a un consens entre els astrònoms. Per a explicar per qué estes estreles no eixercia cap força gravitatoria neta sobre el sistema solar, Isaac Newton va sugerir que les estreles estaven igualment distribuïdes en totes les direccions, una idea impulsada pel teòlec Richard Bentley.

En 1667 l'astrònom italià Geminiano Montanari va registrar variacions observades en la lluminositat de l'estrela Algol. Edmond Halley va publicar les primeres medicions del moviment propi d'un parell d'estreles «fixes» propenques, demostrant que estes havien canviat les seues posicions des del temps dels antics astrònoms grecs Ptolomeo i Hiparco.

William Herschel va ser el primer astrònom que va intentar determinar la distribució de les estreles en el cel. Durant la década de 1780 va establir una série d'indicadors en 600 direccions i va contar les estreles observades a lo llarc de cada llínea de visió. D'açò va deduir que el número d'estreles s'elevava constantment cap a un costat del cel, en direcció al núcleu de la Via Làctea. El seu fill John Herschel va repetir este estudi en l'hemisferi sur i va trobar un aument corresponent en la mateixa direcció. Ademés dels seus atres guanys, William Herschel també destaca pel seu descobriment de que algunes estreles no es troben simplement a lo llarc de la mateixa llínea de visió. La ciència de l'espectroscòpia astronòmica va ser iniciada per Joseph von Fraunhofer i Angelo Secchi. Comparant els espectres d'estreles com Siri en el Sol, varen trobar diferències en la força i el número de les seues llínees d'absorció —les llínees obscures en un espectre estelar causades per l'absorció de l'atmòsfera de freqüències específiques—. En 1865 Secchi va començar a classificar les estreles per tipos espectrals. No obstant la versió moderna de l'esquema de classificació estelar va ser desenrollat per Annie J. Cannon durant la década de 1900.

Alfa Centauri A i B sobre l'extremitat de Saturn

La primera medició directa de la distància a una estrela (61 Cygni a 11.4 anys llum) va ser realisada en 1838 per Friedrich Bessel usant la tècnica de paralaje. Les medicions de paralaje varen demostrar la gran separació de les estreles en els cels. L'observació de les estreles dobles va guanyar importància creixent durant el XIX. En 1834 Friedrich Bessel va observar canvis en el moviment propi de l'estrela Siri i infirió un companyer amagat. En 1899, Edward Pickering va descobrir la primera binaria espectroscópica quan va observar la divisió periòdica de les llínees espectrals de l'estrela Mizar en un periodo de 104 dies. Les observacions detallades de molts sistemes estelars binarios varen ser arreplegades per astrònoms com Friedrich Georg, Wilhelm von Struve i S. W. Burnham, lo que va permetre que les masses de les estreles es determinaren a partir de la computació dels elements orbitals. En 1827 Felix Savary va donar la primera solució al problema de derivar una òrbita d'estreles binarias a partir d'observacions telescòpiques. El XX va vore alvanços cada volta més ràpits en l'estudi científic de les estreles. la fotografia es va convertir en una valiosa ferramenta astronòmica. Karl Schwarzschild va descobrir que el color d'una estrela, i per tant la seua temperatura, podia determinar-se comparant la magnitut visual en la magnitut fotogràfica. El desenroll del fotómetro fotoeléctrico va permetre medicions precises de la magnitut en múltiples intervals de llongitut d'ona. En 1921 Albert A. Michelson va fer les primeres medicions d'un diàmetro estelar utilisant un interferómetro en el telescopi Hooker del Observatori de Mont Wilson.

Durant les primeres décades d'el XX es varen produir importants treballs teòrics sobre l'estructura física de les estreles. En 1913 es va desenrollar el diagrama Hertzsprung-Russell, que va impulsar l'estudi astrofísic de les estreles. Es varen desenrollar models exitosos per a explicar els interiors de les estreles i l'evolució estelar. En 1925 Cecilia Payne-Gaposchkin va propondre per primera volta en la seua tesis doctoral que les estreles estan fetes principalment d'hidrogen i heli. Els espectres de les estreles varen ser entesos més a fondo a través dels alvanços en la física quàntica. Açò va permetre determinar la composició química de l'atmòsfera estelar.

En l'excepció de les supernovas, les estreles individuals han segut observades principalment en el Grup Local, i especialment en la part visible de la Via Làctea (com ho demostren els detallats catàlecs d'estreles disponibles per a la nostra galàxia). Pero s'han observat algunes estreles en la galàxia M100 del cúmul de Virgo, a uns 100 millons d'anys llum de la Terra. En el Supercúmulo Local és possible vore cúmuls d'estreles i els telescopis actuals podrien, en principi, observar estreles individuals dèbils en el Grup Local (vore Cefeidas). No obstant fora del Supercúmulo local de galàxies no s'han observat ni estreles ni cúmuls d'estreles. L'única excepció és una dèbil image d'un gran cúmul estelar que conté centenars de mils d'estreles situat a una distància d'un billó d'anys llum, dèu voltes més llunt del grup d'estreles més distant observat anteriorment.

Designació

Artícul principal → Nomenclatura estelar.

Esta vista conté les estreles blaves conegudes com «ressagades blaves», per a la seua localisació aparent en el diagrama d'Hertzsprung-Russell

El concepte de constelació ya era conegut durant el periodo babilònic. Els antics observadors del cel varen imaginar que la disposició de les estreles destacades formava dibuixos i els varen associar en aspectes particulars de la naturalea o dels seus mits. Dotze d'estes formacions estaven situades a lo llarc del pla de l'eclíptica i es varen convertir en la base de l'astrologia. Moltes de les estreles individuals més prominents també varen rebre noms, particularment en designació àraps o llatines. Aixina com certes constelacions i el Sol mateix, les estreles individuals tenen els seus propis mits. Per als antics grecs, algunes «estreles», conegudes com planetas (grec πλανήτης (plaētēs, que significa «vagabunt»), representaven vàries deidades importants, de les quals es varen prendre els noms dels planetes Mercurio, Venus, Mart, Júpiter i Saturn. Urà i Neptú també eren deus grecs i romans, pero cap dels dos va ser conegut en l'antiguetat per la seua baixa lluentor i els seus noms varen ser assignats per astrònoms posteriors. Cap a 1600 els noms de les constelacions es varen usar per a nomenar les estreles en les regions corresponents del cel. L'astrònom alemà Johann Bayer va crear una série de mapes estelars i va aplicar lletres gregues com designació de les estreles en cada constelació. Més vesprada va ser inventat un sistema de numeració basat en l'ascensió recta de l'estrela i es va agregar al catàlec d'estreles de John Flamsteed en el seu llibre Història coelestis Britannica (l'edició de 1712), per lo que este sistema de numeració va aplegar a cridar-se denominació de Flamsteed o numeració de Flamsteed.

L'única autoritat internacionalment reconeguda per a designar els cossos celests és l'Unió Astronòmica Internacional (IAU). Esta associació manté el Grup de treball de l'Unió Astronòmica Internacional per al nom de les estreles (WGSN) que cataloga i normalisa els noms propis de les estreles. Diverses companyies privades venen noms d'estreles, en lo que la Biblioteca Britànica flama una empresa comercial no regulada. La AIU s'ha desvinculat d'esta pràctica comercial i estos noms no són reconeguts ni per la IAU, ni pels astrònoms professionals ni per la comunitat d'astrònoms aficionats. Una d'eixes firmes és International Star Registry (Registre Internacional d'Estreles), que durant la década de 1980 va ser acusada de pràctiques enganyoses per donar a entendre que el nom assignat era oficial. Esta pràctica d'ISR, ara interrompuda, va ser informalmente etiquetada com una estafa i un frau, i el Departament d'Assunts del Consumidor de la Ciutat de Nova York va emetre una advertència contra ISR per involucrar-se en una pràctica comercial enganyosa.

Unitats de mida

Encara que els paràmetros estelars puguen expressar-se en unitats SI o unitats CGS, moltes voltes és més convenient expressar la massa, la lluminositat i el ràdio en unitats solars, sobre la base de les característiques del Sol. En l'any 2015 l'UAI va definir un conjunt de valors nominals solars (definits com a constants SI, sense incertituts) que poden ser utilisats per a citar paràmetros estelars:

lluminositat solar nominal:	L⊙ = 3.828 × 1026 W
ràdio solar nominal	R⊙ = 6.957 × 108 m

la massa solar M_⊙ no va ser definida explícitament per l'UAI per la gran incertitut relativa (10⁻⁴) de la constant gravitatoria newtoniana G. No obstant, ya que el producte de la constant gravitatoria newtoniana i la massa solar conjunta (GM_⊙) ha segut determinat en una precisió molt major, la IAU va definir el paràmetro de massa solar nominal com:

paràmetro de massa solar:

GM⊙ = 1.3271244 × 1020 m³ s−2

No obstant es pot combinar el paràmetro de massa solar nominal en l'estimació CODATA més recent (2014) de la constant gravitatoria newtoniana G per a obtindre una massa solar d'aproximadament 1.9885 × 10³⁰ kg. Encara que els valors exactes de la lluminositat, el radi, el paràmetro de massa i la massa poden variar llaugerament en el futur per les incertituts observacionals, les constants nominals d'IAU de 2015 seguiran sent els mateixos valors SI, ya que seguixen sent útils per a citar paràmetros estelars. Les llongituts grans, com el radi d'una estrela jaganta o l'eix semi-major d'un sistema estelar binario, s'expressen moltes voltes en térmens de l'unitat astronòmica —aproximadament igual a la distància mija entre la Terra i el Sol (150 millons de km o aproximadament 93 millons de milles)—. En 2012 la AIU va definir la constant astronòmica com una llongitut exacta en metros: 149 597 870 700 m.

Formació i evolució de les estreles

Erro al crear miniatura:

Evolució estelar d'estreles de baixa massa (cicle esquerre) i alta massa (cicle dret), en eixemples en cursiva

Artícul principal → Formació estelar.

Les estreles es condensan en les regions del espai de major densitat, encara que tals regions són menys denses que l'interior d'una cambra de buit. Conegudes com núvols moleculars, consistixen principalment en hidrogen, en al voltant de 23 a 28 per cent d'heli i alguns elements més pesats. Un eixemple d'estes regions de formació d'estreles és la Nebulosa d'Orión. La majoria de les estreles es formen en grups de decenes a centenars de mils d'estreles.

Les estreles massives d'estos grups poden allumenar poderosament els núvols moleculars, ionissar l'hidrogen i crear regions H II. Estos efectes de retroalimentación, a partir de la formació estelar, poden finalment interrompre el núvol i impedir la formació d'estreles adicionals. Totes les estreles passen la major part de la seua existència com a estreles de la seqüència principal, alimentades sobretot per la fusió nuclear de l'hidrogen en heli dins dels seus núcleus. No obstant les estreles de diferents masses tenen propietats marcadament diferents en vàries etapes del seu desenroll. El destí final de les estreles més massives diferix del de les estreles menys massives, de la mateixa manera que les seues lluminositat i l'impacte que tenen en el seu entorn, per lo que els astrònoms solen agrupar les estreles per la seua massa:

• Estreles de massa molt baixa, en masses per baix de 0.5 M_☉, són completament convectives i distribuïxen heli uniformemente per tota l'estrela mentres estan en la seqüència principal. Per lo tant, mai se someten a la crema del revestiment ni es convertixen en jagantes roges sino que deixen de fusionar-se i passen a ser nanes blanques d'heli, gelant-se llentament despuix d'agotar el seu hidrogen. No obstant, com la vida de les estreles 0.5 M_☉ és més llarga que l'edat de l'univers, cap d'eixes estreles ha alcançat l'etapa de nana blanca.

• Estreles de massa baixa (entre les que s'inclou el Sol), en una massa entre 0.5 M_☉ i 1.8-2.5 M_☉ depenent de la composició, es convertixen en jagantes roges a mida que el seu núcleu d'hidrogen s'agota i comencen a cremar heli en el núcleu en un flash d'heli; desenrollen un núcleu de carbono-oxigen, degenerado més vesprada en la branca asintòtica jaganta; finalment es desfan de la seua capa exterior com una nebulosa planetària i deixen arrere el seu núcleu en forma d'una nana blanca.

• Estreles de massa intermija, entre 1.8-2.5 M_☉ i 5-10 M_☉, passen a través d'etapes evolutives similars a les estreles de baixa massa, pero despuix d'un periodo relativament curt en l'apelotonamiento roig s'encén l'heli sense flash i passen per un periodo prolongat en el apelotonamiento roig abans de formar un núcleu de carbono-oxigen degenerado.

• Estreles massives, generalment tenen una massa mínima de 7-10 M_☉ (possiblement tan baixa com 5-6 M_☉). Despuix d'agotar l'hidrogen en el núcleu, estes estreles es convertixen en supergigantes i passen a fusionar elements més pesats que l'heli. Terminen la seua vida quan els seus núcleus colapsen i exploten com supernovas.

Formació d'estreles

Artícul principal → Formació d'estreles.

La formació d'una estrela comença en l'inestabilitat gravitacional dins d'un núvol molecular causat per regions de major densitat —moltes voltes desencadenada per la compressió dels núvols per radiació d'estreles massives, per l'expansió de bombetes en el mig interestelar, per la colisió de diferents núvols moleculars o per la colisió de galàxies (com en una galàxia en brot estelar)—. Quan una regió alcança una densitat suficient de matèria com per a satisfer els criteris de l'inestabilitat de Jeans, comença a colapsar-se baix la seua pròpia força gravitatoria.

Erro al crear miniatura:

Concepció artística del naiximent d'una estrela dins d'una densa núvol molecular.

A mida que el núvol colapsa, els conglomerats individuals de pols densa i gas formen un «glòbul de Bok». Quan este colapsa i aumenta la densitat, l'energia gravitacional es convertix en calor i aumenta la temperatura. Quan el núvol protoestelar ha alcançat aproximadament la condició estable del equilibri hidrostàtic, es forma una protoestrella en el núcleu.

Generalment estes estreles de la seqüència pre-principal estan rodejades per un disc protoplanetario i alimentades principalment per la conversió d'energia gravitacional. El seu periodo de contracció gravitacional dura al voltant de 10 a 15 millons d'anys.

Erro al crear miniatura:

Un grup d'aproximadament 500 estreles jóvens es troba dins de la pròxima regió de formació estelar W40.

Les estreles primerenques de menys de 2 M_☉ es diuen estreles T Tauri, mentres que aquelles en major massa són les estreles Herbig Ae/Be. Estes estreles recent formades emeten chorrada de gas a lo llarc del seu eix de rotació, lo que pot reduir el moment angular de l'estrela colapsante i donar lloc a chicotetes taques de nebulositat conegudes com objectes Herbig-Haro. Estes chorrada, en combinació en la radiació d'estreles massives propenques, poden ajudar a alluntar el núvol circumdant de la qual es va formar l'estrela.

Al principi del seu desenrolles estreles T Tauri seguixen la trayectòria d'Hayashi: es contrauen i disminuïxen en lluminositat mentres permaneixen aproximadament a la mateixa temperatura. S'observa que la majoria de les estreles formen part de sistemes estelars binarios i les propietats d'estos sistemes són el resultat de les condicions en les que es varen formar.

Un núvol de gas deu perdre el seu moment angular per a colapsar i formar una estrela. La fragmentació del núvol en múltiples estreles distribuïx part d'eixe moment angular. Estes interaccions tendixen a dividir més els sistemes binarios separats (blans), mentres també causen que els sistemes durs passen a estar vinculats més estretament. Açò produïx la separació dels sistemes binarios en les seues dos distribucions de poblacions observades.

Seqüència principal

Artícul principal → Seqüència principal.

Les estreles consumixen al voltant del 90 % de la seua existència fusionant hidrogen en heli a altes temperatures i en reaccions d'alta pressió prop del núcleu. S'afirma que dites estreles estan en la seqüència principal, i es diuen estreles nanes. A partir de la seqüència principal de l'edat zero, la proporció d'heli en el núcleu d'una estrela aumentarà constantment, també la taxa de fusió nuclear en el núcleu aumentarà llentament, de la mateixa manera que la temperatura i lluminositat de l'estrela. El Sol, per eixemple, s'estima que ha aumentat en lluminositat en un 40 % des de que va alcançar la seqüència principal fa 4 600 millons (4.6 × 10⁹) d'anys.

Cada estrela genera un vent estelar de partícules que causa un fluix continu de gas cap a l'espai. Per a la majoria de les estreles, la massa perduda és insignificant. El Sol pert 10⁻¹⁴ M_☉ cada any, o al voltant de 0.01% de la seua massa total durant tota la seua vida. No obstant les estreles molt massives poden perdre 10-7 a 10-5 M☉ cada any, lo que afecta significativament a la seua evolució. Les estreles que comencen en més de 50 M_☉ poden perdre més de la mitat de la seua massa total mentres estan en la seqüència principal.

Un eixemple d'un diagrama d'Hertzsprung-Russell per a un conjunt d'estreles que inclou el Sol (centre). (Vore «Classificació» avall.)

El temps que una estrela consumix en la seqüència principal depén principalment de la cantitat de combustible que té i de la velocitat a la que ho fusiona. S'espera que el Sol vixca 10 000 millons (10¹⁰) anys. Les estreles massives consumixen el seu combustible molt ràpidament i són de curta vida. Les estreles de baixa massa consumixen el seu combustible molt llentament. Les estreles de menys de 0.25 M_☉, cridades nanes roges, són capaces de fusionar casi tota la seua massa, mentres que les estreles d'al voltant de 1 M_☉ solament poden fusionar al voltant del 10 % de la seua massa. La combinació del seu llent consum de combustible i el seu suministrament relativament gran de combustible utilisable permet que les estreles de baixa massa duren al voltant d'un billó (10¹²) d'anys; les de més de 0.08 M_☉ duraran al voltant de 12 billons d'anys. Les nanes roges es tornen més calentes i lluminoses quan acumulen heli. Quan finalment es queden sense hidrogen, es contrauen en una nana blanca i disminuïx la seua temperatura. No obstant, ya que la vida útil d'estes estreles és major que l'edat actual de l'univers (13.8 mil millons d'anys), no s'espera que les estreles menors d'aproximadament 0.85 M_☉ s'hagen mogut de la seqüència principal. Ademés de la massa, els elements més pesats que l'heli poden eixercitar un paper significatiu en l'evolució de les estreles. Els astrònoms etiqueten tots els elements més pesats que els «metals» d'heli, i criden metalicidad a la concentració química d'estos elements en una estrela. La metalicidad d'una estrela pot influir en el temps que tarda l'estrela en cremar el seu combustible i controla la formació dels seus camps magnètics, lo que afecta a la força del seu vent estelar. Les estreles més velles de la població II tenen substancialment menys metalicidad que les estreles més jóvens de la població I per la composició dels núvols moleculars de les que es varen formar. En el temps, tals núvols s'enriquixen cada volta més en elements més pesats a mida que les estreles més velles moren i desprenen porcions de les seues atmòsfera.

Seqüència post principal

Artícul principal → Jaganta roja.

A mida que les estreles d'a lo manco 0.4 M_☉ agoten el seu suministrament d'hidrogen en el seu núcleu, comencen a fusionar hidrogen en una zona exterior al núcleu d'heli. Les seues capes externes s'expandixen i es refresquen enormement a mida que formen una jaganta roja. En uns 5000 millons d'anys, quan el Sol entre en la fase de crema d'heli, s'expandirà fins a un radi màxim d'aproximadament 1 unitat astronòmica (150 millons de quilómetros), 250 voltes el seu tamany actual i perdrà el 30 % de la seua massa actual.

A mida que la combustió de la capa d'hidrogen produïx més heli, el núcleu aumenta en massa i temperatura. En una jaganta roja de fins a 2.25 M_☉, la massa del núcleu d'heli es degenera abans de la fusió d'heli. Finalment, quan la temperatura aumenta lo suficient, comença de manera explosiva la fusió d'heli en lo que es diu un flash d'heli, i l'estrela es contrau ràpidament en radi, aumenta la seua temperatura superficial i es mou a la branca horisontal del diagrama HR. Per a les estreles més massives, la fusió del núcleu d'heli comença ans que el núcleu es degenere, i l'estrela passa algun temps en l'apelotonamiento roig, cremant heli llentament ans que la envoltura convectiva externa es colapse i l'estrela es moga a la branca horisontal.

En acabant de que l'estrela haja fusionat l'heli del seu núcleu, es fusiona el producte de carbono produint un núcleu calent en una envoltura externa d'heli de fusió. Llavors l'estrela seguix una trayectòria evolutiva cridada branca asintòtica jaganta (AGB) que és parala a l'atra fase jaganta roja descrita, pero en una lluminositat més alta. Les estreles d'AGB més massives poden experimentar un breu periodo de fusió de carbono ans que el núcleu es degenere.

Estreles massives

Artícul principal → Supergigante.

Durant la seua fase de crema d'heli, una estrela de més de nou masses solars s'expandix per a formar primer una supergigante blava i després una roja. Les estreles particularment massives poden evolucionar a una estrela de Wolf-Rayet, caracterisades per espectres dominats per llínees d'emissió d'elements més pesats que l'hidrogen que han alcançat la superfície per la forta convecció i a l'intensa pèrdua de massa. Quan l'heli s'agota en el núcleu d'una estrela massiva, el núcleu es contrau i la temperatura i pressió s'eleven lo suficient com per a fusionar el carbono (vejau procés de combustió del carbono). Este procés continua, en les etapes successives alimentades per neó (vore procés de combustió del neó), oxigen (vejau procés de combustió de l'oxigen) i silici (vejau procés de combustió de silici). Prop del final de la vida de l'estrela, la fusió continua a lo llarc d'una série de capes consecutives dins d'una estrela massiva. Cada capa fusiona un element diferent; la capa més externa fusiona l'hidrogen, la següent fusiona l'heli, i aixina successivament.

L'etapa final es produïx quan una estrela massiva comença a produir ferro. Ya que els núcleus de ferro estan més estretament units que qualsevol núcleu més pesat, qualsevol fusió més allà del ferro no produïx una lliberació neta d'energia. Tal procés continua en un grau molt llimitat, pero consumix energia. De la mateixa manera, ya que els núcleus estan més estretament units que tots els núcleus més llaugers, dita energia no pot ser lliberada per fissió.

Colapse

A mida que el núcleu d'una estrela es contrau, aumenta l'intensitat de la radiació d'eixa superfície, creant una pressió de radiació tal en la capa externa del gas que espentarà a eixes capes, formant una nebulosa planetària. Si lo que queda en acabant de que l'atmòsfera exterior s'haja després és inferior a 1.4 M_☉, es reduïx a un objecte relativament chicotet del tamany de la Terra, conegut com nana blanca. Les nanes blanques carixen de massa suficient com per a que es produïxca una compressió gravitacional adicional. la matèria degenerada d'electrons dins d'una nana blanca ya no és un plasma, a pesar de que les estreles són generalment conegudes com a esferoides de plasma. Finalment les nanes blanques es desvanixen en nanes negres durant un periodo de temps molt llarc.

la Nebulosa del Carranc, restants d'una supernova que va ser observada per primera volta cap a l'any 1050 d. C.

En les estreles més grans la fusió continua fins que el núcleu de ferro haja creixcut tant (més d'1.4 M_☉) que ya no puga soportar la seua pròpia massa. Este núcleu es colapsarà de sobte a mida que els seus electrons siguen impulsats als seus protones, formant neutrons, neutrins i rajos gamma en una explosió de captura d'electrons i desintegració beta inversa. l'ona de choc formada per este repentí colapse fa que el restant de l'estrela explote en una supernova. Estes es tornen tan lluents que poden eclipsar breument a tota la galàxia natal de l'estrela. Quan ocorren dins de la Via Làctea, les supernovas han segut històricament descrites per observadors a simple vista com a «noves estreles» a on aparentment abans no existia cap.

Una explosió de supernova expulsa les capes exteriors de l'estrela deixant un remanente tal com la Nebulosa del Carranc. El núcleu es comprimix en una estrela de neutrons que a voltes es manifesta com púlsar o erupció de rajos X. En el cas de les estreles més grans el remanente és un forat negre major de 4 M_☉. En una estrela de neutrons la matèria està en un estat conegut com a matèria degenerada de neutrons, en una forma més exòtica de matèria degenerada, la matèria QCD, present possiblement en el núcleu. Dins d'un forat negre la matèria es troba en un estat que no és possible entendre actualment. En les capes externes despreses d'estreles moribundes es troben elements pesats que poden ser reciclats durant la formació de noves estreles. Estos elements pesats permeten la formació de planetes rocosos. El fluix d'eixida de les supernovas i el vent estelar de les grans estreles eixerciten un paper important en la formació del mig interestelar.

Estreles binarias

L'evolució posterior a la seqüència principal de les estreles binarias pot ser significativament diferent de l'evolució de les estreles individuals de la mateixa massa. Si les estreles en un sistema binario són suficientment propenques, quan una d'elles s'expandix per a convertir-se en una jaganta roja pot desbordar la seua lòbul de Roche, la regió al voltant d'una estrela a on el material està gravitacionalmente lligat a eixa estrela, lo que du a la transferència de material d'una a una atra. Quan es traspassa elòbul de Roche pot produir-se una varietat de fenomens com a estreles binarias de contacte, binarias d'envoltura comuna, variables cataclísmicas i supernovas del tipo Ia.

Agrupació i distribució estelar

Artícul principal → Sistema estelar.

Una estrela nana blanca en òrbita al voltant de Siri (impressió artística).

Les estreles no es distribuïxen uniformemente a través de l'univers sino que s'agrupen normalment en galàxies junt en el gas i la pols interestelar. Una galàxia típica conté centenars de mils de millons d'estreles, i hi ha més de 100 mil millons (10¹¹) de galàxies en l'univers observable. En 2010 una estimació del número d'estreles en l'univers observable va ser de casi un terç de cuatrillón (3 × 10²³). Encara que a sovint es creu que les estreles solament existixen dins de les galàxies, s'han descobert estreles intergalácticas.

Un sistema multiestelar consistix en dos o més estreles lligades gravitacionalmente que orbitan entre sí. El sistema multiestelar més simple i més comú és una estrela binaria, pero també es troben sistemes de tres o més estreles. Per raons d'estabilitat orbital, tals sistemes de múltiples estreles s'organisen moltes voltes en conjunts jeràrquics d'estreles binarias. També existixen grups més grans, cridats cúmuls estelars, que van des d'associacions estelars soltes en solament unes quantes estreles fins a enormes cúmuls globulars en centenars de mils d'estreles. Tals sistemes orbitan la seua galàxia d'acolliment. Des de fa molt temps s'ha assumit que la majoria de les estreles es troben en els sistemes de múltiples estreles lligades gravitacionalmente. Açò és particularment cert per a estreles de classe O i B molt massives, a on es creu que el 80 % d'elles són part de sistemes de múltiples estreles. La proporció de sistemes d'una sola estrela aumenta en la disminució de la massa estelar, de modo que se sap que solament el 25 % de les nanes roges tenen companyeres estelars. Degut a que el 85 % de totes les estreles són nanes roges, la majoria de les estreles en la Via Làctea són possiblement úniques des del seu naiximent.

L'estrela més propenca a la Terra, a banda del Sol, és Pròxima Centauri, que està a 39.9 billons de quilómetros, o 4.2 anys llum. Viajant a la velocitat orbital del transbordador espacial (8 quilómetros per segon, casi 30 000 quilómetros per hora), es tardaria uns 150 000 anys en aplegar. Açò és típic de separacions estelars en discs galàctics. Les estreles poden estar molt més propenques entre sí en els centres de les galàxies i en els cúmuls globulars, o molt més llunt en els halos galàctics. Per les distàncies relativament grans entre les estreles fòra del núcleu galàctic, es creu que les colisions entre estreles són rares. En regions més denses com el núcleu dels cúmuls globulars o el centre galàctic, les colisions poden ser més comunes. Tals colisions poden produir lo que es coneix com ressagades blaves. Estes estreles anómals tenen una temperatura superficial més alta que les atres estreles de la seqüència principal en la mateixa lluminositat del cúmul al que pertanyen.

Estreles lligades

Les estreles poden estar lligades gravitacionalmente unes en unes atres formant sistemes estelars binarios, ternarios o agrupacions encara majors. Una fracció alta de les estreles del disc de la Via Làctea pertanyen a sistemes binarios; el percentage és propenc al 90 % per a estreles massives i descendix fins al 50 % per a estreles de massa baixa. Atres voltes, les estreles s'agrupen en grans concentracions que van des de les decenes fins als centenars de mills o inclús millons d'estreles, formant els denominats cúmuls estelars. Estos cúmuls poden deure's a variacions en el camp gravitacional galàctic o be poden ser frut de brots de formació estelar (se sap que la majoria de les estreles es formen en grups). Tradicionalment, en la Via Làctea es distinguien dos tipos: (1) els cúmuls globulars, que són vells, es troben en el halo i contenen de centenars de mills a millons d'estreles i (2) els cúmuls oberts, que són de formació recent, es troben en el disc i contenen un número menor d'estreles. Des de finals d'el XX eixa classificació ha segut qüestionada en descobrir-se en el disc de la Via Làctea cúmuls estelars jóvens com Westerlund 1 o NGC 3603 en un número d'estreles similar al d'un cúmul globular. Eixos cúmuls massius i jóvens es troben també en atres galàxies; alguns eixemples són 30 Doradus en la Gran Núvol de Magallanes i NGC 4214-I-A en NGC 4214.

Estreles aïllades

No totes les estreles mantenen unions gravitatorias estables; algunes, igual que el Sol, viagen solitàries, separant-se molt de l'agrupació estelar en la que es varen formar. Estes estreles aïllades responen tan sol al camp gravitatorio global constituït per la superposició dels camps del total d'objectes de la galàxia: forats negres, estreles, objectes compactes i gas interestelar.

Distribució estelar

Normalment les estreles no estan distribuïdes uniformemente en l'univers, a pesar de lo que puga semblar a simple vista, sino agrupades en galàxias. Una galàxia espiral típica, com la Via Làctea, conté centenars de mils de millons d'estreles agrupades, la majoria, en l'estret pla galàctic. El cel nocturn terrestre apareix homogéneu a simple vista perque solament és possible observar una regió molt localisada del pla galàctic. Extrapolando de lo observat en el veïnat del sistema solar, es pot dir que la major part de les estreles es concentren en el disc galàctic i dins d'est en una regió central, el bulbo galàctic, que se situa en la constelació de Sagitario.

Vore també: Galàxia, Cúmul estelar, i Estrela binaria

Navegació i posicionament estelar

A pesar de les enormes distàncies que separen a les estreles, des de la perspectiva terrestre les seues posicions relatives semblen fixes en el firmament. Gràcies a la precisió de les seues posicions, «són de gran utilitat per a la navegació, per a l'orientació dels astronautes en les naus espacials i per a identificar atres astres» (The American Encyclopedia). Les estreles varen ser l'única forma que varen tindre els marins per a situar-se en alta mar fins al advenimiento dels sistemes electrònics de posicionament cap a mediats d'el XX. Vore Estrela (nàutica).

Característiques

Algunes de les estreles conegudes en els seus colors aparents i tamanys relatius.

Casi tot lo relacionat en una estrela està determinat per la seua massa inicial, incloent característiques tals com la seua lluminositat, tamany, evolució, vida útil i destí final.

Edat

La major part de les estreles tenen entre 1000 i 11 000 millons d'anys. Algunes estreles poden inclús estar prop dels 13 800 millons d'anys, l'edat observada de l'univers. L'estrela més antiga descoberta fins ara, HD 140283, malnomenada estrela de Matusalén, té una edat estimada de 14.46 ± 0.8 mils de millons d'anys. (Per l'incertitut en el valor, esta edat per a l'estrela no entra en conflicte en l'edat de l'Univers, determinada pel satèlit Planck com 13 799 ± 0.021).

Quant més massiva és l'estrela, més curta és la seua vida, principalment perque les estreles massives tenen una major pressió sobre els seus núcleus, lo que fa que cremen l'hidrogen més ràpidament. Les estreles més massives duren un promig d'uns pocs millons d'anys, mentres que les estreles de massa mínima (nanes roges) cremen el seu combustible molt llentament i poden durar de decenes a centenars de mils de millons d'anys.

Composició química

Vore també: Metalicidad

Quan es formen estreles en l'actual galàxia de la Via Làctea, estan compostes per un 71 % d'hidrogen i un 27 % d'heli, medit en massa, en una chicoteta fracció d'elements més pesats. Típicament, la porció d'elements pesats es medix en térmens del contingut de ferro de l'atmòsfera estelar, ya que el ferro és un element comú i les seues llínees d'absorció són relativament fàcils de medir. La porció d'elements més pesats pot ser un indicador de la provabilitat de que l'estrela tinga un sistema planetari.

L'estrela en el contingut de ferro més baix jamai medit és la nana HE1327-2326, en sol 1 / 200 000º del contingut de ferro del Sol. Pel contrari, l'estrela rica en el super-metal μ Leonis té casi el doble d'abundància de ferro que el Sol, mentres que l'estrela planetària 14 Herculis té casi el triple del ferro.

També existixen estreles químicament peculiars que mostren abundància inusuals de certs elements en el seu espectre, especialment cromo i terres rares. Les estreles en atmòsfera exteriors més fredes, inclós el Sol, poden formar vàries molècules diatómicas i poliatómicas.

Diàmetro

Les estreles varien àmpliament en tamany. En cada image de la seqüència, l'objecte més a la dreta apareix com l'objecte més a l'esquerra en el següent panel. La Terra apareix a la dreta en el panel 1 i el Sol és el segon en el panel 3 des de la dreta.

Per la seua gran distància de la Terra, totes les estreles llevat el Sol apareixen a simple vista com a punts lluents en el cel nocturn que titilan per l'efecte de l'atmòsfera de la Terra. El Sol és també una estrela, pero està lo suficientment prop de la Terra com per a aparéixer com un disc i proporcionar la llum natural. Aparte del Sol, l'estrela en el major tamany aparent visible des de la Terra és R Doradus, en un diàmetro angular de sol 0.057 segons d'arc.

Els discs de la majoria de les estreles són massa chicotets en tamany angular com per a ser observats en els actuals telescopis òptics terrestres, per lo que es requerixen telescopis interferómetricos per a obtindre imàgens d'estos objectes. Una atra tècnica per a medir el tamany angular de les estreles és a través de l'ocultació. Per mig de la medició exacta de la caiguda de la lluentor d'una estrela que va sent ocultada per la Lluna (o l'aument de lluentor quan reapareix), es pot calcular el seu diàmetro angular.

El tamany de les estreles varia des de les estreles de neutrons, que tenen de 20 a 40 km de diàmetro, fins a les supergigantes com Betelgeuse en la constelació d'Orión, en un diàmetro aproximadament 640 voltes el del Sol—al voltant de 890 496 000 km (553 329 000 el meu)—encara que en una densitat molt més baixa que el Sol.

Cinemàtica

Les Pléyades, un cúmul obert d'estreles en la constelació de Tauro. Estes estreles compartixen un moviment comú a través de l'espai.

El moviment d'una estrela en relació en el Sol pot proporcionar informació útil sobre l'orige i l'edat d'una estrela, aixina com sobre l'estructura i evolució de la galàxia circumdant. Els components del moviment d'una estrela consistixen en la velocitat radial cap a o des del Sol, i el moviment angular transversal, que es denomina moviment propi. La velocitat radial es medix pel desplaçament Doppler de les llínees espectrals de l'estrela i es dona en unitats de km/s. El moviment propi d'una estrela, la seua paralaje, està determinat per medicions astrométricas precises en unitats de mili-segons d'arc (mes, per les seues sigles en anglés) per any. Coneixent el paralaje de l'estrela i la seua distància, es pot calcular la velocitat de moviment propi. Junt en la velocitat radial es pot calcular la velocitat total. És provable que les estreles en altes taxes de moviment propi estiguen relativament prop del Sol, lo que les convertix en bones candidates per a les medicions de paralaje.

Quan es coneixen abdós velocitats de moviment, es pot calcular la velocitat espacial de l'estrela en relació en el Sol o la galàxia. Entre les estreles propenques, s'ha trobat que per lo generals estreles més jóvens de la població I tenen velocitats més baixes que les estreles més velles de la població II. La comparació de la cinemàtica de les estreles propenques va permetre als astrònoms traçar el seu orige a punts comuns en núvols moleculars jagants, i es denominen associacions estelars.

Camp magnètic

Artícul principal → Camp magnètic estelar.

Camp magnètic superficial d'EL SEU Aur (una estrela jove de tipo T Tauri), reconstruïda per mig d'imàgens Zeeman-Doppler

el camp magnètic d'una estrela es genera dins de les regions de l'interior a on ocorre la circulació convectiva. Este moviment del plasma conductor funciona com una dinamo, a on el moviment de les càrregues elèctriques induïx camps magnètics, de la mateixa manera que una dinamo mecànica. Eixos camps magnètics tenen un gran alcanç que s'estén a través i més allà de l'estrela. L'intensitat del camp magnètic varia en la massa i composició de l'estrela, i la cantitat d'activitat superficial magnètica depén de la velocitat de rotació de l'estrela. Esta activitat superficial produïx taques estelars, que són regions de camps magnètics forts en temperatures superficials inferiors a les normals. Els bucles coronals estoven les llínees de fluix del camp magnètic que s'eleven de la superfície d'una estrela a l'atmòsfera exterior de la mateixa, la seua corona. Els bucles coronals es poden vore pel plasma que conduïxen per tota la seua llongitut. Les erupció estelars són explosions de partícules d'alta energia que s'emeten per la mateixa activitat magnètica.

Les estreles jóvens que giren ràpidament tendixen a tindre alts nivells d'activitat superficial pel seu camp magnètic. El camp magnètic pot actuar sobre el vent estelar d'una estrela, funcionant com un fre que disminuïx gradualment i en el temps la velocitat de rotació. Aixina, les estreles més velles com el Sol tenen una velocitat de rotació molt més llenta i un nivell més baix d'activitat superficial. Els nivells d'activitat de les estreles que giren llentament tendixen a variar d'una manera cíclica i poden interrompre's per complet per periodos de temps. Per eixemple, durant el Mínim de Maunder, el Sol va sofrir un periodo de 70 anys sense casi cap activitat de taques solars.

Massa

Artícul principal → Massa estelar.

Una de les estreles més massives conegudes és Eta Carinae, que, en 100-150 voltes més massa que el Sol, tindrà una vida de solament varis millons d'anys. Els estudis dels cúmuls oberts més massius sugerixen 150 M_☉ com a llímit superior per a les estreles en l'era actual de l'univers. Açò representa un valor empíric per allímit teòric sobre la massa d'estreles en formació per la creixent pressió de radiació sobre el núvol de gas d'acreció. S'han medit vàries estreles en el cúmul R136 en la Gran Núvol de Magallanes en masses més grans,

pero s'ha determinat que podrien haver segut creades a través de la colisió i fusió d'estreles massives en sistemes binarios propencs, evitant ellímit de 150 M_☉ en la formació d'estreles massives.

la nebulosa de reflexió NGC 1999 està brillantemente allumenada per V380 Orionis (centre), una estrela variable en aproximadament 3.5 voltes la massa del Sol. El remiendo negre del cel és un forat enorme de l'espai buit i no d'una nebulosa obscura com es pensava prèviament.

Les primeres estreles que es varen formar despuix del Big Bang varen poder haver segut més grans, fins a 300 M_☉, per l'absència completa d'elements més pesats que el liti en la seua composició. És provable que esta generació d'estreles supermasivas de la població III haja existit en l'univers molt primerenc (és dir, s'observa que tenen un alt desplaçament al roig) i pot haver començat la producció d'elements químics més pesats que l'hidrogen que són necessaris per a la posterior formació de planetas i vida. En juny de 2015, els astrònoms varen informar de l'evidència d'estreles de la població III en la galàxia Cosmos Redshift 7 en z = 6.60.

En una massa solament 80 voltes major que la de Júpiter (M_J), 2MASS J0523-1403 és l'estrela més chicoteta coneguda que experimenta fusió nuclear en el seu núcleu. Per a les estreles en metalicidad similar a la del Sol, la massa mínima teòrica que l'estrela pot tindre i encara sofrir fusió en el núcleu, s'estima que és d'uns 75 M_J. No obstant, quan la metalicidad és molt baixa, el tamany mínim de les estreles sembla ser al voltant del 8.3 % de la massa solar, o al voltant de 87 M_J. Els cossos més chicotets cridats nanes marrons, ocupen un àrea grisa mal definida entre les estreles i els jagants gaseosos. La combinació del radi i la massa d'una estrela determina la seua gravetat superficial. Les estreles jagantes tenen una gravetat superficial molt menor que les estreles de la seqüència principal, mentres que lo contrari és el cas de les estreles degenerades i compactes com les nanes blanques. La gravetat superficial pot influir en l'aparició de l'espectre d'una estrela, en major gravetat causant una eixamplada de les llínees d'absorció.

Rotació

Artícul principal → Rotació estelar.

La velocitat de rotació de les estreles es pot determinar a través de la medició espectroscópica, o més exactament per mig del seguiment dels seus taques estelars. Les estreles jóvens poden tindre una rotació de més de 100 km/s en l'equador. Per eixemple, l'estrela de la classe B Achernar té una velocitat equatorial d'uns 225 km/s o més, lo que fa que el seu equador descolle cap a fòra i li dona un diàmetro equatorial que és més del 50 % major que entre els pols. Esta velocitat de rotació està just per baix de la velocitat crítica de 300 km/s, velocitat a la que l'estrela es trencaria. Pel contrari, el Sol gira una volta cada 25-35 dies, depenent de la latitut, en una velocitat equatorial de 1994 km/s. El camp magnètic d'una estrela de seqüència principal i el vent estelar servixen per a ralentisar la seua rotació en una cantitat significativa a mida que evoluciona en la seqüència principal.

Les estreles degenerades s'han contret en una massa compacta, donant com resultat una velocitat de rotació ràpida. No obstant, tenen taxes de rotació relativament baixes en comparació a lo que caldria esperar per la conservació del moment angular: la tendència d'un cos giratori a compensar una contracció del tamany aumentant la seua velocitat de gir. Una gran part del moment angular de l'estrela es dissipa com a resultat de la pèrdua de massa per mig del vent estelar. A pesar d'açò, la velocitat de rotació d'un púlsar pot ser molt ràpida. Per eixemple, el púlsar en el cor de la nebulosa del Carranc gira 30 voltes per segon. La velocitat de rotació del púlsar disminuirà gradualment per l'emissió de radiació.

Temperatura

La temperatura superficial d'una estrela de la seqüència principal està determinada per la velocitat de producció d'energia del seu núcleu i per la seua ràdio, i per lo general es calcula a partir del índex de color de l'estrela. La temperatura es dona normalment en térmens d'una temperatura efectiva, que és la temperatura d'un cos negre idealizado que irradia la seua energia a la mateixa lluminositat per àrea de superfície que l'estrela. La temperatura en la regió central d'una estrela és de varis millons de graus kelvin.

La temperatura estelar determinarà la velocitat d'ionisació de diversos elements, donant lloc a llínees d'absorció característiques en l'espectre. La temperatura superficial d'una estrela, junt en la seua magnitut absoluta visual i les característiques d'absorció, s'utilisen per a classificar una estrela (vejau classificació avall).

Les estreles més grans de la seqüència principal poden tindre temperatures superficials de 50 000 K. Les estreles més chicotetes tals com el Sol tenen temperatures superficials d'alguns mils de K. Els jagants rojos tenen temperatures superficials relativament baixes, de prop de 3600 K; pero també tenen una alta lluminositat per la seua gran superfície exterior.

Radiació

L'energia produïda per les estreles, producte de la fusió nuclear, es irradia a l'espai tant com radiació electromagnètica com radiació de partícules, que en ser emesa per una estrela, es manifesta com a vent estelar, el qual fluïx des de les capes externes en forma de protones carregats eléctricamente i partícules alfa i beta. Encara que casi sense massa, també existix un fluix constant de neutrís que emanen del núcleu de l'estrela. La producció d'energia en el núcleu és la raó per la quals estreles lluïxen tan intensament: cada volta que dos o més núcleus atòmics es fusionen per a formar un únic núcleu atòmic d'un nou element més pesat, es lliberen fotons de rajos gamma, producte de la fusió nuclear. Esta energia es convertix en atres formes d'energia electromagnètica de menor freqüència, com la llum visible quan alcança les capes exteriors de l'estrela. El color d'una estrela, determinat per la freqüència més intensa de la llum visible, depén de la temperatura de les capes exteriors de l'estrela, inclosa la seua fotosfera. Ademés de la llum visible, les estreles també emeten formes de radiació electromagnètica que són invisibles per al ull humà. De fet, la radiació electromagnètica estelar comprén tot l'espectre electromagnètic, des de les llongituts d'ona més llargues de les ones de radi passant pel infrarrojo, la llum visible i l'ultravioleta, fins a les més curtes dels rajos X i els rajos gamma. Des del punt de vista de l'energia total emesa per una estrela, no tots els components de la radiació electromagnètica estelar són significatius, pero totes les freqüències proporcionen una visió de la física de l'estrela. Usant l'espectre estelar, els astrònoms poden també determinar la temperatura superficial, la gravetat superficial, la metalicidad i la velocitat de rotació d'una estrela. Si es troba la distància de l'estrela, tal com medint el paralaje, llavors es pot derivar la lluminositat de l'estrela. La massa, el radi, la gravetat de la superfície i el periodo de rotació poden estimar-se a partir de models estelars. (La massa es pot calcular per a les estreles en sistemes binarios medint les seues velocitats orbitals i les distàncies. S'ha utilisat la microlente gravitacional per a medir la massa individual d'una estrela.) En estos paràmetros, els astrònoms també poden estimar l'edat de l'estrela.

Lluminositat

La lluminositat d'una estrela és la cantitat de llum i atres formes d'energia radiant irradiada per unitat de temps. Conta en unitats de potència. La lluminositat d'una estrela està determinada per la seua ràdio i temperatura superficial. Moltes estreles no irradian uniformemente en tota la seua superfície. Per eixemple, l'estrela de rotació ràpida Vega té un fluix d'energia més alt (potència per unitat d'àrea) en els seus pols que a lo llarc del seu equador.

Les taques superficials d'una estrela en temperatura més baixa i lluminositat que el promig es coneixen com taques estelars. Per lo general, les estreles chicotetes i nanes, com el nostre Sol, tenen taques essencialment sense traces en solament chicotetes taques. Pel contrari, les estreles jagantes presenten taques estelars molt més grans i més evidents, i també exhibixen una forta oscurecimiento dellim estelar. És dir, la lluentor disminuïx cap a la vora del disc estelar. Les estreles fulgurants nanes roges tals com UV Ceti poden també posseir prominents taques característiques.

Magnitut

Artícul principal → Magnitut aparent.

el lluïxc aparent d'una estrela s'expressa en térmens de la seua magnitut aparent. És una funció de la lluminositat de l'estrela, la seua distància de la Terra, i l'alteració de la llum de l'estrela mentres que passa a través de l'atmòsfera de la Terra. La magnitut intrínseca o absoluta està directament relacionada en la lluminositat de l'estrela, i és la magnitut aparent d'una estrela si la distància entre la Terra i l'estrela fòra de 10 parsecs (32.6 anys llum).

Número d'estreles més lluentes per magnitut

Aparent magnitut	Número  de estreles
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1602
6	4800
7	14 000

Tant les escals de magnitut aparent com a absoluta són unitats logarítmiques: una diferència de número entero en magnitut és igual a una variació de lluentor d'aproximadament 2.5 voltes (la raïl quinta de 100 o aproximadament 2.512). Açò significa que una estrela de primera magnitut (+1.00) és aproximadament 2.5 voltes més lluenta que una estrela de segona magnitut (+2.00), i unes 100 voltes més lluenta que una estrela de sexta magnitut (+6.00). Les estreles més dèbils visibles a simple vista baix condicions visuals idònees són de magnitut +6. En les escals tant de magnitut aparent com a absoluta, quant menor és el número de magnitut, més lluenta és l'estrela; pel contrari, quant major siga el número de magnitut, més dèbil serà l'estrela. Les estreles més lluentes, en qualsevol escala, tenen números de magnituts negatives. La variació de lluentor (ΔL) entre dos estreles es calcula restant el número de magnitut de l'estrela més lluenta (m_b) del número de magnitut de l'estrela més dèbil (m_f), utilisant la diferència com a exponent per al número de base 2.512; és dir:

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

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

En relació en la lluminositat i la distància de la Terra, la magnitut absoluta d'una estrela (M) i la magnitut aparent (m) no són equivalents; Per eixemple, l'estrela lluenta Siri té una magnitut aparent de –1.44, pero té una magnitut absoluta de +1.41. El Sol té una magnitut aparent de −26.7, pero la seua magnitut absoluta és solament +4.83. Siri, l'estrela més lluenta del cel nocturn vista des de la Terra, és aproximadament 23 voltes més lluminosa que el Sol, mentres que Canopus, la segona estrela més lluenta del cel nocturn en una magnitut absoluta de –5.53, és aproximadament 14 000 voltes més lluminosa que el Sol. No obstant, encara que Canopus és molt més lluminosa que Siri, esta apareix més lluent que Canopus. Açò es deu a que Siri està a sol 8.6 anys llum de la Terra, mentres que Canopus està molt més llunt, a una distància de 310 anys llum. A partir de 2006 l'estrela en la magnitut absoluta més alta coneguda és LBV 1806-20, en una magnitut de –14.2. Esta estrela és a lo manco 5 000 000 de voltes més lluminosa que el Sol. Les estreles menys lluminoses que es coneixen a data de 2017 es troben en el cúmul NGC 6397. Les nanes roges més dèbils en el cúmul eren de magnitut 26, mentres que també va ser descoberta una nana blanca de magnitut 28. Estes estreles dèbils són tan obscures que la seua llum seria tan poc lluent com una vela de natalici en la Lluna vista des de la Terra.

Classificació

Artícul principal → Classificació estelar.

Classificació de les estreles segons la classificació de Morgan Keenan.

Classificació	Color	Temperatura (°C)	Eixemple
W-O	Blava	100000	Wolf Rayet
B	Blanco azulado	25 000	Spica
A	Blanco	11 500	Siri
F	Blanco groguenc	7500	Canopus
G	Groc	6000	Sol
K	Anaranjado groguenc	4700	Arturo
M	Anaranjado	3000	Antares
R	Anaranjado rojós	2600	CW Leonis
N	Roig taronja	2000	Betelgeuse
S	Rojo	1400	o Andromedae

La primera classificació estelar va ser realisada per Hiparco de Nicea i preservada en la cultura occidental a través de Ptolomeo, en una obra anomenada Almagesto. Este sistema classificava les estreles per l'intensitat de la seua lluentor aparent vist des de la Terra. Hiparco va definir una escala decreixent de magnituts, a on les estreles més lluentes són de primera magnitut i les menys lluentes, casi invisibles a simple vista, són de sexta magnitut. Encara que ya no s'ampra, va constituir la base per a la classificació actual. El sistema de classificació estelar actual es va originar a principis d'el XX, quan les estreles varen ser classificades de la A fins a la Q en base en la força de la llínea d'hidrogen. Es va pensar que la resistència de la llínea d'hidrogen era una simple funció llineal de la temperatura. Si ben era més complicat, s'enfortia en l'aument de la temperatura, aplegant al seu màxim prop de 9000 K, i després disminuint a majors temperatures. Quan es reordenaron les classificacions basant-se en la temperatura, es va assemblar més a l'esquema modern.

Ademés, les estreles poden classificar-se pels efectes de lluminositat que es troben en les seues llínees espectrals, que corresponen al seu tamany espacial i estan determinades per la seua gravetat superficial. Estos van des de 0 (hipergigantes) a III (jagantes), a V (nanes de la seqüència principal); aixina mateix alguns autors agreguen VII (nanes blanques). La majoria de les estreles pertanyen a la seqüència principal, que està constituïda per estreles ordinàries que cremen hidrogen. Estos es dividixen a lo llarc d'una banda estreta, diagonal quan representa gràficament en funció de la seua magnitut i espectral absoluta tipo.

El Sol és una nana groga del tipo G2V de seqüència principal de temperatura intermija i tamany ordinari. Existix una nomenclatura adicional, en forma de lletres minúscules afegides al final del tipo espectral, en el propòsit d'indicar característiques peculiars de l'espectre. Per eixemple, una «i» pot indicar la presència de llínees d'emissió; «m» representa nivells inusualment alts de metals, i «var» pot significar variacions en el tipo espectral.

Les estreles nanes blanques tenen la seua pròpia classe que comença en la lletra D. Esta es subdivide en les classes DONA, DB, DC, DO, DZ i DQ, depenent dels tipos de llínees prominents que es troben en l'espectre. A açò li seguix un valor numèric que indica la temperatura.

Classes de lluminositat

Classe	Descripció
0	Hipergigantes
Ia	Supergigantes Lluminoses
Ib	Supergigantes
II	Jagants lluminoses
III	Jagants
IV	Sub-jagants
V	Nanes (Sol)
VI	Sub-nanes
VII	Nanes blanques

La classificació d'Harvard de tipos espectrals no determina unívocamente les característiques d'una estrela. Estreles en la mateixa temperatura poden tindre tamanys molt diferents, lo que implica lluminositats també molt diferents. Per a distinguir-les es varen definir, en Yerkes, les classes de lluminositat. En este sistema de classificació s'examina novament l'espectre estelar i es busquen llínees espectrals sensibles a la gravetat de l'estrela. D'esta manera és possible estimar el seu tamany. Abdós sistemes de classificació són complementaris. Aproximadament un 10 % de totes les estreles són nanes blanques, un 70 % són estreles de tipo M, un 10 % són estreles de tipo K i un 4 % són estreles tipo G com el Sol. Tan sol un 1 % de les estreles són de major massa i tipos A i F. Les estreles de Wolf-Rayet són extremadament infreqüents. Les nanes marrons, proyectes d'estreles que es varen quedar a miges a causa de la seua chicoteta massa, podrien ser molt abundants pero la seua dèbilluminositat impedix realisar un cens apropiat.

Classificació gravitacional d'estreles

Les estreles poden classificar-se d'acort en quatre criteris gravitacionals instaurats per l'Unió Astronòmica Internacional en 2006. Esta classificació estelar de la UAI és la més acceptada i comunament usada.

Classificació per centre gravitacional estelar

El primer criteri és la presència o absència d'un centre gravitacional estelar, és dir si formen part d'un sistema estelar. Les estreles que formen part d'un sistema estelar (presència de centre gravitacional estelar) es denominen estreles sistémicas. Les estreles que no formen part d'un sistema estelar (absència de centre gravitacional estelar) es denominen estreles solitàries.

Classificació d'estreles sistémicas per posició

Les estreles sistémicas (que formen part d'un sistema estelar) poden ser a la seua volta de dos tipos. Les estreles centrals són aquelles estreles sistémicas que actuen com a centre gravitacional d'atres estreles. Açò vol dir que atres estreles les orbitan. Les estreles sistémicas que orbitan a una estrela central es denominen estreles satèlits.

Classificació d'estreles per agrupació gravitacional

Esta classificació de les estreles es basa en distinguir dos tipos d'estreles depenent de si estes s'agrupen en atres estreles per mig de forces d'atracció gravitacional. Esta classificació referix a dos tipos d'estreles (cumulares i independents) d'acort en si es troben o no unides a atres estreles i, ademés, esta unió no es deu a la presència d'un centre gravitacional estelar; és dir, cap estrela gira al voltant d'una atra i no obstant es troben unides gravitacionalmente. Les estreles cumulares són aquelles que formen cúmuls estelars. Si el cúmul és globular, les estreles s'atrauen per gravetat (les estreles s'atrauen mútuament). Si el cúmul és obert, les estreles s'atrauen per gravitació en a on el centre gravitacional és el centre de massa del cúmul (les estreles orbitan un centre gravitacional en comú que les manté unides). Les estreles independents són aquelles que no formen cúmuls estelars en cap atra estrela. No obstant hi ha estreles independents que sí formen part d'un sistema estelar puix orbitan estreles o són centre d'unes atres. Est seria el cas d'estreles sistémicas-independents.

Classificació d'estreles por sistema planetari

Les estreles que formen part d'un sistema planetari es denominen estreles planetàries, entenent-se por sistema planetari al conjunt de l'estrela o sistema estelar central i els distints cossos celests (planetes, asteroides, cometes) que orbitan a la seua entorn. Pel contrari, es denomina estreles úniques a les que no posseïxen atres cossos que les orbiten.

Estreles variables

Artícul principal → Estrela variable.

L'apariència asimètrica de Mira, una estrela variable oscilante.

Les estreles variables tenen canvis periòdics o aleatoris en la lluminositat per propietats intrínseques o extrínsecas. De les estreles intrínsecament variables, els tipos primaris poden subdividirse en tres grups principals. Durant la seua evolució estelar, algunes estreles passen per fases a on poden convertir-se en variables pulsantes. Les estreles variables pulsantes varien en radi i lluminositat a lo llarc del temps, expandint-se i contraent-se en periodos que van des de minuts a anys, depenent del tamany de l'estrela. Esta categoria inclou a estreles com les variables Cefeidas i similars a les Cefeidas, i variables de llarc periodo, com Mira.

Les variables eruptives són estreles que experimenten auments repentins de lluminositat per erupció o events d'eyecció de massa. Este grup inclou protoestrellas, estreles de Wolf-Rayet i estreles fulgurants, aixina com també estreles jagantes i supergigantes. Les estreles variables cataclísmicas o explosives són aquelles que experimenten un canvi dramàtic en les seues propietats. Este grup inclou les novas i les supernovas. Un sistema d'estreles binarias que incloga una nana blanca propenca pot produir certs tipos d'estes espectaculars explosions estelars, incloent la nova i una supernova tipo 1a. L'explosió es crea quan la nana blanca acumula l'hidrogen de l'estrela companyera, adquirint massa fins que l'hidrogen experimenta fusió. Algunes novas també són recurrents, presentant brots periòdics d'amplitut moderada.

Les estreles també poden variar en lluminositat per factors extrínsecos, tals com les binarias eclipsantes, aixina com estreles giratòries que produïxen taques extremes. Un eixemple notable de binaria eclipsante és Algol, que regularment varia en magnitut de 2.3 a 3.5 durant un periodo de 2.87 dies.

Estructura estelar

Artícul principal → Estructura estelar.

Erro al crear miniatura:

Estructures internes de les estreles de la seqüència principal, zones de convecció en cicles de flecha i zones radiactives en centelleigs/centellejos rojos. A l'esquerra una nana roja de baixa massa, en el centre una nana groga de tamany mig, i, a la dreta, una estrela de seqüència principal blava-blanca massiva.

L'interior d'una estrela estable està en un estat d'equilibri hidrostàtic: les forces sobre qualsevol chicotet volum es contrapesen casi exactament entre sí. Les forces equilibrades són la força gravitacional cap a dins i una força cap a fòra deguda al gradient de pressió dins de l'estrela. el gradient de pressió s'establix per mig del gradient de temperatura del plasma; la part exterior de l'estrela és més freda que el núcleu. La temperatura en el núcleu d'una estrela de seqüència principal o estrela jaganta és a lo manco de l'orde de 10⁷ K. La temperatura i la pressió resultants en el núcleu de combustió d'hidrogen d'una estrela de seqüència principal són suficients per a que es produïxca la fusió nuclear i per a que es produïxca suficient energia per a evitar un major colapse de l'estrela.

A mida que els núcleus atòmics es fusionen en el núcleu, emeten energia en forma de rajos gamma. Estos fotons interactuen en el plasma circumdant, aumentant l'energia tèrmica en el núcleu. Les estreles de la seqüència principal convertixen l'hidrogen en heli, creant una proporció llenta pero constant d'heli en el núcleu. Finalment el contingut d'heli es torna predominant, i cessa la producció d'energia en el núcleu. En canvi, per a les estreles de més de 0.4 M_☉, la fusió es produïx en una capa d'expansió llenta al voltant del núcleu d'heli degenerado.

Ademés de l'equilibri hidrostàtic, l'interior d'una estrela estable també mantindrà un balanç energètic d'equilibri tèrmic. Hi ha un gradient de temperatura radial a través de l'interior que dona lloc a un fluix de l'energia que fluïx cap a l'exterior. El fluix eixint d'energia que deixa qualsevol capa dins de l'estrela coincidirà exactament en el fluix entrante des de la capa contigua. la zona de radiació és la regió de l'interior estelar a on el fluix d'energia cap a l'exterior depén de la transferència radiant de calor, ya que la transferència de calor conectiva és ineficiente en eixa zona. En esta regió el plasma no serà pertorbat, i qualsevol moviment de massa s'extinguirà. No obstant, si este no és el cas, llavors el plasma es torna inestable i es produïx la convecció, formant una zona convectiva . Açò pot ocórrer, per eixemple, en regions a on es produïxen fluix d'energia molt elevats, com prop del núcleu o en àrees en alta opacitat (fent ineficiente la transferència radiativa de calor) com en el envolvente exterior.

L'ocurrència de convecció en la envoltura externa d'una estrela de seqüència principal depén de la massa de l'estrela. Les estreles en vàries voltes la massa del Sol tenen una zona de convecció profunda en l'interior i una zona radiativa en les capes externes. Les estreles nanes roges en menys de 0.4 M_☉ són convectives en tots els llocs, lo que prevé l'acumulació d'un núcleu d'heli. Per a la majoria de les estreles, les zones convectives també varien en el temps, a mida que es modifiquen l'edat i la constitució de les estreles.

Secció travessera del Sol

la fotosfera és la porció d'una estrela que és visible per a un observador. Esta és la capa en la que el plasma de l'estrela es torna transparent als fotons de llum. A partir d'ací, es llibera l'energia generada en el núcleu per a propagar-se a l'espai. És dins de la fotosfera a on apareixen taques solars, regions de temperatura inferior a la mija. Per damunt del nivell de la fotosfera està l'atmòsfera estelar. En una estrela de seqüència principal com el Sol, el nivell més baix de l'atmòsfera, just per damunt de la fotosfera, és la regió prima de la cromosfera, a on apareixen espículas i també a on comencen les fulguraciones estelars. Per damunt d'ella està la regió de transició, a on aumenta ràpidament la temperatura a una distància de solament . Més allà està la corona, un volum de plasma sobrecalentado que pot estendre's cap a fòra fins a varis millons de quilómetros. A pesar de la seua alta temperatura, la corona emet molt poca llum, per la seua baixa densitat de gas. Normalment, la regió de la corona del Sol solament és visible durant un eclipse solar. Des de la corona s'expandix un vent estelar de partícules de plasma cap a fòra des de l'estrela, fins que interactua en el mig interestelar. Per al Sol, l'influència del seu vent solar s'estén a lo llarc d'una regió en forma de bombeta anomenada heliosfera.

Rutes de reacció de fusió nuclear

Artícul principal → Nucleosíntesis estelar.

En els núcleus de les estreles tenen lloc una varietat de reaccions de fusió nuclear que depenen de la seua massa i composició. Quan es fusionen els núcleus, la massa del producte fusionat és menor que la massa de les parts originals. Esta massa perduda es convertix en energia electromagnètica, d'acort en la relació d'equivalència entre massa i energia I = m c².

El procés de fusió d'hidrogen és sensible a la temperatura, per lo que un aument moderat en la temperatura del núcleu donarà lloc a un aument significatiu en la taxa de fusió. Com a resultat, la temperatura central de les estreles de seqüència principal solament varia de 4 millons de kelvin per a una estrela de classe M chicoteta a 40 millons de kelvin per a una estrela massiva de classe O.

En el núcleu del Sol, en un núcleu de 10 millons de kelvin, l'hidrogen es fusiona per a formar heli per mig de la cadena protón-protón:

4¹H → 2²H + 2i⁺ + 2ν_i (4.0 MeV + 1.0 MeV)

2i⁺ + 2i⁻ → 2γ (2 x 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)

2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV)

Estes reaccions queden reduïdes en la reacció global:

4¹H → ⁴He + 2i⁺ + 2γ + 2ν_i (26.7 MeV)

A on i + és un positrón, γ és un fotó de rajos gamma, νi és un neutrí, i H i He són isòtops d'hidrogen i heli, respectivament. L'energia lliberada per esta reacció està en millons d'electronvoltios, que en realitat solament és una chicoteta cantitat d'energia. No obstant, ocorren constantment un número enorme d'estes reaccions, produint tota l'energia necessària per a sostindre l'eixida de radiació de l'estrela. En comparació, la combustió de dos molècules de gas hidrogen en una molècula de gas oxigen solament llibera 5.7 eV.

Mínima massa estelar requerida per a la fusió

Element	Masses solars
Hidrogen	0.01
Heli	0.4
Carbono	5
Neó	8

En estreles més massives l'heli es produïx en un cicle de reaccions catalizades pel carbono, és el cicle CNO o cicle de Bethe.

En estreles els núcleus de les quals es troben a 100 millons de K i les masses de la qual van des de 0.5 a les 10 M_☉, l'heli resultant de les primeres reaccions pot transformar-se en carbono per mig de d'el procés triple-alfa:

⁴He + ⁴He + 92 keV → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 keV → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7.4 MeV

La reacció global és:

3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

En les estreles massives, els elements més pesats i de combustió d'oxigen. La fase final del procés de nucleosíntesis estelar és el procés de combustió del silici que dona com resultat la producció del ferro isotòpic estable-56, un procés endotèrmic que consumix energia, per lo que solament es pot produir energia adicional a través del colapse gravitacional.

L'eixemple següent mostra la cantitat de temps requerida per a que una estrela de 20 M_☉ consuma tot el seu combustible nuclear. Com a estrela de la seqüència principal de classe O, seria 8 voltes el radi solar i 62 000 voltes la lluminositat del Sol.Plantilla:--

Material combustible	Temperatura (millons de kelvin)	Densitat (kg/cm³)	Duració de la combustió (τ en anys)
H	37	0.0045	8.1 millons
He	188	0.97	1.2 millons
C	870	170	976
Ne	1.570	3.100	0.6
O	1980	5.550	1.25
S/Si	3.340	33.400	0.0315

Vore també

• [[Archiu:{{#switch:Astronomia|20px|Vore el portal sobre Astronomia]] Portal:Astronomia. Contingut relacionat en Astronomia.
• Anex:Estreles
• Anex:Estreles més grans conegudes
• Temps sidéreo
• Estreles en la ficció
• Campanita delloc (Rimes infantils)

Bibliografia

• Davies, Paul: L'univers desbocado. Salvat Editors, 1993. ISBN 84-345-8895-1.
• Ekrutt, Joachim: Estreles i planetes. Everest Pub, 1996 ISBN 84-241-2746-3.
• Murdin, Pavy i Lesley: Supernovas. Promotora General d'Estudis, 1989 ISBN 84-86505-22-4.
• WIDMANN, Walter i SCHÜTTE, Karl. Guia de les estreles. Barcelona: Edicions Omega, 05/1989. ISBN 84-282-0843-3 i ISBN 978-84-282-0843-7.
• HERRMANN, Joachim. Estreles. Segona edició. Colecció «Guies de naturalea Blume». Barcelona: Naturart, 04/1990. ISBN 84-87535-13-5 i ISBN 978-84-87535-13-0.
• NARLIKAR, Jayant. L'estructura de l'univers. Madrit, Aliança Universitat, 1987. ISBN 84-206-2485-3.

En anglés

• (2001) The Stars of Heaven, Oxford University Press. ISBN 0-19-514874-6.
• (2001) Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection (en anglés), Yale University Press. ISBN 0-300-09097-8.
• (1988) A Brief History of Clave (en anglés), Bantam Books. ISBN 0-553-17521-1.

En alemà

• Langer, N.: Leben und Sterben der Sterne. Munich, 1995 ISBN 3-406-39720-4.
• Scheffler, H. i Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7.
• Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4.

Enllaços externs

Commons

• Wikimedia Commons alberga contingut multimèdia sobre estreles.

Estreles en Viquidites. Estreles en el Viccionari. Tens que especificar títul = i url = al usar {{cita web}}..