Ver el código de «Estrella»

{{otros usos|este=el cuerpo astronómico|Estrella (desambiguación)|otros usos de «estrella» o «estrellas»}}
[[Archivo:Starsinthesky.jpg|thumb|Una región de [[formación estelar]] en la [[Gran Nube de Magallanes]].]]
[[Archivo:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|thumb|Imagen del [[Sol]] en falso color, una [[enana amarilla|estrella de tipo-G de la secuencia principal]], la más cercana a la Tierra.]]

Una '''estrella''' (del [[latín]]: ''stella'') es un [[objeto astronómico]] [[luz|luminoso]] con forma de [[esferoide]], que mantiene debido al [[equilibrio hidrostático]] alcanzado por su propia [[gravedad]]. La estrella más cercana a la [[Tierra]] es el [[Sol]].<ref>{{cita web|url=http://www.astromia.com/solar/sol.htm|título=El Sol|editorial=www.astromia.com|fechaacceso=7 de julio de 2017}}</ref> Otras estrellas son visibles a [[simple vista]] desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos aparentemente fijos en el cielo debido a su distancia de la misma.<ref>{{cita web|url=http://www.agenciaelvigia.com.ar/las_estrellas.htm|título=Las estrellas|3=|editorial=www.agenciaelvigia.com.ar|fechaacceso=7 de julio de 2017|fechaarchivo=12 de junio de 2018|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20180612135932/http://www.agenciaelvigia.com.ar/las_estrellas.htm|deadurl=yes}}</ref> 

Históricamente las estrellas más prominentes fueron agrupadas en [[Constelación|constelaciones]] y [[asterismo]]s, y las más brillantes fueron denominadas con nombres propios. Los astrónomos han recopilado un extenso [[Catálogo de estrellas|catálogo]], proporcionando a las estrellas [[Nomenclatura estelar|designaciones estandarizadas]]. Sin embargo la mayoría de las estrellas en el [[Universo]], incluyendo todas las que están fuera de nuestra [[galaxia]], la [[Vía Láctea]], son invisibles a simple vista desde la Tierra. De hecho, la mayoría son invisibles desde nuestro planeta incluso a través de los [[telescopio]]s de gran potencia.

Durante al menos una parte de su vida, una estrella brilla debido a la [[Fusión nuclear|fusión termonuclear]] del [[hidrógeno]] en [[helio]] en su núcleo, que libera energía, la cual atraviesa el interior de la estrella y, después, se [[Radiación|irradia]] hacia el [[espacio exterior]]. Casi todos los elementos naturales más pesados que el helio se crean por [[nucleosíntesis estelar]] durante la vida de una estrella y, en algunas de ellas, por [[nucleosíntesis de supernovas|nucleosíntesis de supernova]] cuando explotan. Cerca del final de su vida una estrella también puede contener [[materia degenerada]]. Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, [[metalicidad]] (composición química) y muchas otras propiedades de las estrellas mediante la observación de su movimiento a través del espacio, su [[luminosidad]] y su [[Espectroscopia astronómica|espectro]]. La masa total de una estrella es el principal determinante de su [[Evolución estelar|evolución]] y destino final. Otras características de las estrellas, como el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de una estrella afecta a su rotación y movimiento. Una [[Diagrama de dispersión|gráfica de dispersión]] de muchas estrellas que hace referencia a su [[luminosidad]], [[magnitud absoluta]], [[temperatura superficial]] y [[tipo espectral]], conocido como el [[diagrama de Hertzsprung-Russell]] (Diagrama H-R), permite determinar la edad y el estado evolutivo de una estrella.

La vida de una estrella [[formación estelar|comienza]] con el [[colapso gravitatorio|colapso gravitacional]] de una [[nebulosa]] gaseosa de material compuesto, principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Cuando el núcleo estelar es lo suficientemente denso, el hidrógeno comienza a convertirse en helio a través de la [[fusión nuclear]], liberando energía durante el proceso.<ref name="sunshine">{{cita web
 | apellido= Bahcall | nombre= John N.
 | fecha= 29 de junio de 2000
 | url= http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/themes/physics/fusion/index.html
 | título= How the Sun Shines | publisher= Nobel Foundation
 | fechaacceso= 30 de agosto de 2006|idioma=inglés}}</ref> Los restos del interior de la estrella portan la energía fuera del núcleo a través de una combinación de procesos de [[transferencia de calor]] por [[radiación]] y [[convección]]. La presión interna de la estrella evita que se colapse aún más bajo su propia gravedad. Cuando se agota el combustible de hidrógeno en el núcleo, una estrella con al menos 0.4 veces la masa del Sol se expandirá hasta convertirse en una [[gigante roja]],<ref name="late stages">{{cita web
 | apellido= Richmond | nombre= Michael
 | url= http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
 | título= Late stages of evolution for low-mass stars
 | editorial= Rochester Institute of Technology
 | fechaacceso= 4 de agosto de 2006|idioma=inglés}}</ref> en algunos casos fusionando elementos más pesados en el núcleo o en sus capas alrededor del núcleo (como el [[carbono]] o el [[oxígeno]]). Entonces la estrella evoluciona hasta una forma degenerada, expulsando una porción de su materia en el medio interestelar, donde contribuirá a la formación de una nueva generación de estrellas.<ref>{{cita web
 | url= http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
 | urlarchivo= https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
 | fechaarchivo= 10 de febrero de 2008
 | título= Stellar Evolution & Death
 | editorial= NASA Observatorium
 | fechaacceso= 8 de agosto de 2006|idioma=inglés}}</ref> Mientras tanto, el núcleo se convierte en un [[Estrella compacta|remanente estelar]]: una [[enana blanca]], una [[estrella de neutrones]], o (si es lo suficientemente masiva) un [[agujero negro]].

Los [[estrella binaria|sistema binarios]] y [[Sistema estelar|multiestelares]] constan de dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente entre sí, y por lo general se mueven en torno a otra en [[órbita]]s estables. Cuando dos estrellas poseen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitatoria puede tener un impacto significativo en su evolución.<ref name="iben">{{cita publicación
 | apellido= Iben | nombre= Icko, Jr.
 | título=Single and binary star evolution
 | publicación=Astrophysical Journal Supplement Series
 | fecha=1991 | volumen=76 | páginas=55-114
 | bibcode=1991ApJS...76...55I
 | doi=10.1086/191565|idioma=inglés | issn=0067-0049}}</ref> Las estrellas unidas gravitacionalmente entre sí pueden formar parte de estructuras mucho más grandes, como [[Cúmulo estelar|cúmulos estelares]] o [[galaxia]]s.

== Observación histórica ==
[[Archivo:Dibuix de Leo.png|thumb|Las personas han visto patrones en las estrellas desde tiempos antiguos.<ref name="forbes" /> Esta representación de la constelación de [[Leo (constelación)|Leo]], el león, en 1690, es de [[Johannes Hevelius]].<ref>{{cita libro
 | nombre=Johannis | apellido=Hevelius | fecha=1690
 | título=Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia
 | ubicación=Gdansk|idioma=inglés}}</ref>]]
[[Archivo:LeoCC.jpg|thumbnail|La constelación de Leo como se puede ver a simple vista. Se han añadido líneas.]]

Históricamente las estrellas han sido importantes para las [[Civilización|civilizaciones]] en todo el mundo, han sido parte de las prácticas religiosas y se utilizaron para la [[navegación astronómica|navegación celeste]] y la orientación. Muchos astrónomos antiguos creían que las estrellas estaban fijadas permanentemente a una esfera celeste y eran inmutables. Por convención los astrónomos agrupaban las estrellas en [[Constelación|constelaciones]] y las usaban para rastrear los movimientos de los planetas y la posición inferida del Sol.<ref name="forbes">{{cita libro
 | apellido1=Forbes | nombre1=George | título=History of Astronomy
 | editorial=Watts & Co. | ubicación=Londres | fecha=1909
 | url=http://www.gutenberg.org/ebooks/8172
 | isbn=1-153-62774-4|idioma=inglés}}</ref> El movimiento del Sol contra las estrellas de fondo (y el horizonte) fue utilizado para crear [[Calendario solar|calendarios]], que podrían ser utilizados para regular las prácticas agrícolas.<ref>{{cita web
 | apellido=Tøndering | nombre=Claus
 | url=http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html
 | título=Other ancient calendars | editorial=WebExhibits
 | fechaacceso=10 de diciembre de 2006|idioma=inglés}}</ref> El [[calendario gregoriano]], utilizado actualmente casi en todo el mundo, es un [[calendario solar]] basado en el ángulo del eje de rotación de la Tierra con respecto a su estrella local, el Sol.

La [[carta estelar]] más antigua con fecha precisa fue un logro de la antigua [[astronomía egipcia]] en {{esd|1534 a. C.}}<ref>{{cita publicación
 | apellido=von Spaeth | nombre=Ove
 | título=Dating the Oldest Egyptian Star Map
 | publicación=Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology
 | fecha=2000 | volumen=42 | issue=3 | páginas=159-179
 | url=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp
 | fechaacceso=21 de octubre de 2007 | doi=10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x|bibcode= 2000Cent...42..159V|idioma=inglés}}</ref> Los [[Catálogos de estrellas babilonios|primeros catálogos de estrellas conocidos]] fueron compilados por los antiguos [[Astronomía babilónica|astrónomos babilónicos]] de [[Mesopotamia]] a finales del segundo milenio  a.&nbsp;C., durante el [[casitas|período casita]] (''ca''. 1531-1155  a.&nbsp;C.).<ref name="north 1995 30 31">{{cita libro
 | apellido=North | nombre=John | fecha=1995
 | título=The Norton History of Astronomy and Cosmology
 | url=https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort | ubicación=Nueva York y Londres | páginas=[https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort/page/30 30]-31
 | editorial=W.W. Norton & Company | isbn=0-393-03656-1|idioma=inglés}}</ref>

El primer [[catálogo de estrellas]] en la [[Astronomía en la Antigua Grecia|astronomía griega]] fue creado por [[Aristilo]] aproximadamente en 300 a.&nbsp;C., con la ayuda de [[Timocares de Alejandría|Timocharis]].<ref>{{cita libro
 | apellido=[[Paul Murdin|Murdin]] | nombre=P. |fecha=Noviembre de 2000
 | capítulo=Aristillus (c. 200 BC)
 | doi=10.1888/0333750888/3440
 | título=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics
 | bibcode=2000eaa..bookE3440.
 | isbn=0-333-75088-8|idioma=inglés}}</ref> El catálogo de estrellas de Hiparco ({{siglo|II||s}}  a.&nbsp;C.) incluía 1020 estrellas, y se utilizó para ensamblar el catálogo de estrellas de [[Claudio Ptolomeo|Ptolomeo]].<ref>{{cita libro
 | nombre=Gerd | apellido=Grasshoff | fecha=1990
 | título=The history of Ptolemy's star catalogue
 | url=https://archive.org/details/historyofptolemy0000gras | editorial=Springer | páginas=[https://archive.org/details/historyofptolemy0000gras/page/n18 1]-5 | isbn=0-387-97181-5|idioma=inglés}}</ref>  [[Hiparco de Nicea|Hiparco]] es conocido por el descubrimiento de la primera ''[[nova]]'' (nueva estrella) registrada.<ref>{{cita web
 | nombre=Antonios D. | apellido=Pinotsis
 | título=Astronomy in Ancient Rhodes
 | editorial=Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens | url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html
 | fechaacceso=2 de junio de 2009|idioma=inglés}}</ref> Muchas de las constelaciones y nombres de estrellas en uso hoy en día derivan de la astronomía griega.

A pesar de la aparente inmutabilidad de los cielos, los [[astronomía china|astrónomos chinos]] fueron conscientes de que podrían aparecer nuevas estrellas.<ref name="clark">{{cita conferencia
 | apellido1=Clark | nombre1=D. H. | apellido2=Stephenson | nombre2=F. R.
 | título=The Historical Supernovae
 | títulolibro=Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute
 | páginas=355-370
 | editorial=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co
 | fecha=29 de junio de 1981 | ubicación=Cambridge, Inglaterra
 | bibcode=1982sscr.conf..355C}}</ref> En 185 d.{{esd}}C., fueron los primeros en observar y escribir sobre una supernova, ahora conocida como [[SN 185]].<ref>{{cita publicación
 | apellido1=Zhao | nombre1=Fu-Yuan | apellido2=Strom | nombre2=R. G. | apellido3=Jiang | nombre3=Shi-Yang
 | título=The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova
 | publicación=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics
 | fecha=2006 | volumen=6 | issue=5 | páginas=635-640 | doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 |bibcode= 2006ChJAA...6..635Z|idioma=inglés}}</ref> El evento estelar más brillante registrado de la historia fue la supernova [[SN 1006]], que fue observada en 1006 y descrita por el astrónomo egipcio [[Ali ibn Ridwan]] y varios astrónomos chinos.<ref>{{cita web
 | fecha=5 de marzo de 2003
 | url=https://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
 | título=Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star
 | editorial=NAOA News
 | fechaacceso=8 de junio de 2006
 | idioma=inglés
 | fechaarchivo=18 de junio de 2006
 | urlarchivo=https://web.archive.org/web/20060618164410/http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
 | deadurl=yes
 }}</ref> La supernova [[SN 1054]], que dio origen a la [[Nebulosa del Cangrejo]], también fue observada por astrónomos chinos e islámicos.<ref name="SN1054">{{cita web
 | apellido1=Frommert | nombre1=Hartmut | apellido2=Kronberg | nombre2=Christine
 |fecha=30 de agosto de 2006 | obra=SEDS
 | editorial=University of Arizona
 |título=Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula
 | url=http://messier.seds.org/more/m001_sn.html
|idioma=inglés}}</ref><ref name="PASP1942">{{cita publicación
 | apellido=Duyvendak | nombre=J. J. L.
 |título=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles
 | publicación=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volumen=54 | issue=318 | páginas=91-94
 |fecha=abril de 1942 | bibcode=1942PASP...54...91D
 | doi=10.1086/125409|idioma=inglés}}<br />
{{Cita publicación
 | apellido=Mayall | nombre=N. U. | apellido2=Oort |nombre2=Jan Hendrik
 |título=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects
 | publicación=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volumen=54 | issue=318 | páginas=95-104 |fecha=abril de 1942 | bibcode=1942PASP...54...95M
 | doi=10.1086/125410|idioma=inglés
}}</ref><ref>{{cita publicación | número-autores=1
 | apellido1=Brecher | nombre1=K. | apellido2=Fesen | nombre2=R. A.
 | apellido3=Maran | nombre3=S. P. | apellido4=Brandt | nombre4=J. C. |fecha=1983
 | título=Ancient records and the Crab Nebula supernova
 | publicación=The Observatory | volumen=103 | páginas=106-113
 | bibcode=1983Obs...103..106B|idioma=inglés}}</ref>

Los [[Astronomía árabe|astrónomos islámicos medievales]] dieron nombres árabes a muchas estrellas que todavía se usan hoy e inventaron numerosos [[Astronomía árabe#Instrumentos|instrumentos astronómicos]] con los que poder calcular las posiciones de las estrellas. También construyeron los primeros grandes institutos de investigación y observatorios, principalmente con el propósito de producir catálogos ''[[Zij]]'' de estrellas.<ref>{{cita publicación
 |apellido=Kennedy |nombre=Edward S. |fecha=1962
 |título=Review: ''The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory'' by Aydin Sayili
 |editorial=[[Isis (pubicación)|Isis]] |volumen=53
 |issue=2 |páginas=237-239 |doi=10.1086/349558|idioma=inglés}}</ref> Entre ellos el astrónomo persa [[Abd Al-Rahman Al Sufi]], que escribió el ''[[Libro de las Estrellas Fijas]]'' (964), observó varias estrellas, conglomerados de estrellas (incluidas los [[Omicron Velorum]] y los [[Collinder 399|cúmulos de Brocchi]]) y galaxias (incluida la [[Galaxia de Andrómeda]]).<ref name="Jones">{{cita libro
 | título=Messier's nebulae and star clusters
 | url=https://books.google.com/books?id=IuhLR35I9QUC&pg=&dq#v=onepage&q=&f
 | nombre=Kenneth Glyn | apellido=Jones
 | editorial=[[Cambridge University Press]]
 | fecha=1991 | isbn=0-521-37079-5 | página=1|idioma=inglés}}</ref> Según A. Zahoor, en el {{siglo|XI||s}}, el erudito [[polímata]] persa [[Abu Rayhan Biruni]] describió la galaxia de la [[Vía Láctea]] como una multitud de fragmentos que tenían las propiedades de estrellas [[nebulosa]]s y en 1019 también dio las [[latitud]]es de varias estrellas durante un [[eclipse lunar]].<ref>{{cita web
 | apellido=Zahoor | nombre=A. | fecha=1997
 | url=http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
 | urlarchivo=https://web.archive.org/web/20080626074150/http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
 | fechaarchivo=26 de junio de 2008
 | título=Al-Biruni | editorial=Hasanuddin University
 | fechaacceso=21 de octubre de 2007|idioma=inglés}}</ref>

Según Josep Puig, el astrónomo [[andalusí]] [[Ibn Bajjah]] propuso que la Vía Láctea estaba formada por muchas estrellas que casi se tocaban entre sí y parecía ser una imagen continua debido al efecto de la [[refracción]] del material sublunar, citando su observación de la [[Conjunción (astronomía)|conjunción]] de Júpiter y Marte en 500{{esd}}[[Calendario islámico|AH]] (1106/1107{{esd}}d.{{esd}}C.) como evidencia.<ref name="Montada">{{cita web
 | nombre=Josep Puig | apellido=Montada
 | título=Ibn Bajja | editorial=[[Stanford Encyclopedia of Philosophy]]
 | url= http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja
 | fecha=28 de setiembre de 2007 | fechaacceso=11 de julio de 2008|idioma=inglés}}</ref> <!--
[[Archivo:Andromedaurania.jpg|thumb|[[Andrómeda (constelación)|Andrómeda]] as depicted in ''Urania's Mirror'', set of [[constellation]] cards published in London c.1825]] -->
Los primeros astrónomos europeos, como [[Tycho Brahe]], identificaron nuevas estrellas en el [[cielo nocturno]] (más adelante denominadas ''novas''), sugiriendo que los cielos no eran inmutables. En 1584, [[Giordano Bruno]] sugirió que las estrellas eran como el Sol y podrían tener [[Planetas extrasolares|otros planetas]], posiblemente parecidos a la Tierra, en órbita alrededor de ellas,<ref name="he historia">{{cita web
 | apellido=Drake | nombre=Stephen A. | fecha=17 de agosto de 2006
 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html
 | título=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy
 | editorial=NASA HEASARC | fechaacceso=24 de agosto de 2006
 | idioma=inglés
}}</ref> una idea que ya había sido sugerida anteriormente por los antiguos [[Filosofía griega|filósofos griegos]], [[Demócrito]] y [[Epicuro]],<ref>{{cita web | nombre1=Peter | apellido1=Greskovic | nombre2=Peter | apellido2=Rudy | fecha=24 de julio de 2006 | url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | título=Exoplanets | editorial=ESO | fechaacceso=15 de junio de 2012 | idioma=inglés | fechaarchivo=10 de octubre de 2008 | urlarchivo=https://web.archive.org/web/20081010140635/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | deadurl=yes }}</ref> y por los [[Cosmología islámica|cosmólogos islámicos]] medievales<ref>{{cita publicación
 | título=The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization
 | nombre=I. A. | apellido=Ahmad | publicación=Vistas in Astronomy
 | volumen=39 | issue=4 | fecha=1995
 | páginas=395-403 [402]
 | doi=10.1016/0083-6656(95)00033-X |bibcode= 1995VA.....39..395A|idioma=inglés}}</ref> como [[Fakhr al-Din al-Razi]].<ref name="Setia">{{cita publicación
 |título= Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey|nombre= Adi|apellido= Setia|publicación= Islam & Science|volumen= 2|fecha= 2004|issue= 2|url= https://www.questia.com/library/journal/1G1-128606463/fakhr-al-din-al-razi-on-physics-and-the-nature-of|via= [[Questia]]|idioma=inglés}}</ref> En el siglo siguiente la idea de que las estrellas eran iguales al Sol estaba llegando a un consenso entre los astrónomos. Para explicar por qué estas estrellas no ejercía ninguna fuerza gravitatoria neta sobre el sistema solar, [[Isaac Newton]] sugirió que las estrellas estaban igualmente distribuidas en todas las direcciones, una idea impulsada por el teólogo [[Richard Bentley]].<ref>{{cita web
 | apellido=Hoskin | nombre=Michael | fecha=1998
 | url=http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html
 | título=The Value of Archives in Writing the History of Astronomy
 | editorial=Space Telescope Science Institute
 | fechaacceso=24 de agosto de 2006|idioma=inglés}}</ref>

En 1667 el astrónomo italiano [[Geminiano Montanari]] registró variaciones observadas en la luminosidad de la estrella [[Algol]]. [[Edmund Halley|Edmond Halley]] publicó las primeras mediciones del [[movimiento propio]] de un par de estrellas «fijas» cercanas, demostrando que estas habían cambiado sus posiciones desde el tiempo de los antiguos astrónomos griegos Ptolomeo e Hiparco.<ref name="he historia" />

[[William Herschel]] fue el primer astrónomo que intentó determinar la distribución de las estrellas en el cielo. Durante la década de 1780 estableció una serie de indicadores en 600 direcciones y contó las estrellas observadas a lo largo de cada línea de visión. De esto dedujo que el número de estrellas se elevaba constantemente hacia un lado del cielo, en dirección al núcleo de la Vía Láctea. Su hijo [[John Herschel]] repitió este estudio en el hemisferio sur y encontró un aumento correspondiente en la misma dirección.<ref>{{cita publicación
 | apellido=Proctor | nombre=Richard A.
 | título=Are any of the nebulæ star-systems? | publicación=Nature
 | fecha=1870 | páginas=331-333
 | url=http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M
 | issue=13
 | doi=10.1038/001331a0 | volumen=1 |bibcode= 1870Natur...1..331P|idioma=inglés}}</ref> Además de sus otros logros, William Herschel también destaca por su descubrimiento de que algunas estrellas no se encuentran simplemente a lo largo de la misma línea de visión.

La ciencia de la [[espectroscopia astronómica]] fue iniciada por [[Joseph von Fraunhofer]] y [[Angelo Secchi]]. Comparando los espectros de estrellas como [[Sirio]] con el Sol, encontraron diferencias en la fuerza y el número de sus líneas de absorción —las líneas oscuras en un espectro estelar causadas por la absorción de la atmósfera de frecuencias específicas—. En 1865 Secchi comenzó a clasificar las estrellas por [[Clasificación estelar|tipos espectrales]].<ref>{{cita web
 | apellido=MacDonnell | nombre=Joseph
 | url=http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
 | urlarchivo=https://web.archive.org/web/20110721210124/http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
 | fechaarchivo=21 de julio de 2011
 | título=Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics
 | editorial=[[Fairfield University]]
 | fechaacceso=2 de octubre de 2006|idioma=inglés}}</ref> Sin embargo la versión moderna del esquema de clasificación estelar fue desarrollado por [[Annie Jump Cannon|Annie J. Cannon]] durante la década de 1900.

[[Archivo:Alpha Centauri AB over limb of Saturn PIA10406.jpg|thumb|izquierda|[[Alfa Centauri|Alfa Centauri A]] y [[Alfa Centauri|B]] sobre la extremidad de [[Saturno (planeta)|Saturno]]</center>]]
La primera medición directa de la distancia a una estrella ([[61 Cygni]] a 11.4 [[Año luz|años luz]]) fue realizada en 1838 por [[Friedrich Bessel]] usando la técnica de [[paralaje]]. Las mediciones de paralaje demostraron la gran separación de las estrellas en los cielos.<ref name="he historia" /> La observación de las estrellas dobles ganó importancia creciente durante el {{siglo|XIX||s}}. En 1834 [[Friedrich Bessel]] observó cambios en el movimiento propio de la estrella Sirio e infirió un compañero oculto. En 1899, [[Edward Pickering]] descubrió la primera [[estrella binaria#binaria espectroscópica|binaria espectroscópica]] cuando observó la división periódica de las líneas espectrales de la estrella [[Mizar]] en un período de 104 días. Las observaciones detalladas de muchos sistemas estelares binarios fueron recogidas por astrónomos como [[Friedrich Georg Wilhelm von Struve|Friedrich Georg, Wilhelm von Struve]] y [[Sherburne Wesley Burnham|S. W. Burnham]], lo que permitió que las masas de las estrellas se determinaran a partir de la computación de los [[elementos orbitales]]. En 1827 [[Félix Savart|Felix Savary]] dio la primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias a partir de observaciones telescópicas.<ref>{{cita libro
 | nombre=Robert G. | apellido=Aitken | título=The Binary Stars | página=66
 | editorial=Dover Publications Inc. | ubicación=Nueva York
 | fecha=1964 | isbn=0-486-61102-7|idioma=inglés}}</ref> El {{siglo|XX||s}} vio avances cada vez más rápidos en el estudio científico de las estrellas. La [[fotografía]] se convirtió en una valiosa herramienta astronómica. [[Karl Schwarzschild]] descubrió que el color de una estrella, y por tanto su temperatura, podía determinarse comparando la [[magnitud visual]] con la [[magnitud fotográfica]]. El desarrollo del [[fotómetro]] [[efecto fotoeléctrico|fotoeléctrico]] permitió mediciones precisas de la magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921 [[Albert A. Michelson]] hizo las primeras mediciones de un diámetro estelar utilizando un [[interferómetro]] en el [[telescopio Hooker]] del [[Observatorio de Monte Wilson]].<ref>{{cita publicación
 | apellido1=Michelson | nombre1=A. A. | apellido2=Pease | nombre2=F. G.
 | título=Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer
 | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1921-05_53_4/page/249 | publicación=Astrophysical Journal | fecha=1921 | volumen=53 | páginas=249-259
 | bibcode=1921ApJ....53..249M | doi= 10.1086/142603|idioma=inglés
}}</ref>

Durante las primeras décadas del {{siglo|XX||s}} se produjeron importantes trabajos teóricos sobre la estructura física de las estrellas. En 1913 se desarrolló el [[diagrama Hertzsprung-Russell]], que impulsó el estudio astrofísico de las estrellas. Se desarrollaron modelos exitosos para explicar los interiores de las estrellas y la evolución estelar. En 1925 [[Cecilia Payne-Gaposchkin]] propuso por primera vez en su tesis doctoral que las estrellas están hechas principalmente de hidrógeno y helio.<ref>{{cita web
 |url          = http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html
 |título      = " Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP
 |editorial    = [[University of California]]
 |fechaacceso  = 21 de febrero de 2013
 |idioma       = inglés
 |urlarchivo   = https://web.archive.org/web/20121012003950/http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html
 |fechaarchivo = 12 de octubre de 2012
}}</ref> Los espectros de las estrellas fueron entendidos más a fondo a través de los avances en la [[Mecánica cuántica|física cuántica]]. Esto permitió determinar la composición química de la atmósfera estelar.<ref name="new cosmos">{{cita libro
 | apellido1=Unsöld | nombre1=Albrecht | título=The New Cosmos
 | editorial=Springer | ubicación=Nueva York
 | fecha=2001 | edición=5ta | páginas=180-185, 215-216
 | isbn=3-540-67877-8|idioma=inglés}}</ref>

Con la excepción de las [[supernova]]s, las estrellas individuales han sido observadas principalmente en el [[Grupo Local]],<ref>p.{{esd}}ej. {{cita publicación
 | apellido1=Battinelli | nombre1=Paolo | apellido2=Demers | nombre2=Serge
 | apellido3=Letarte | nombre3=Bruno
 | título=Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31
 | url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2003-03_125_3/page/1298 | publicación=The Astronomical Journal
 | fecha=2003 | volumen=125 | issue=3 | páginas=1298-1308
 | bibcode=2003AJ....125.1298B | doi= 10.1086/346274|idioma=inglés
}}</ref> y especialmente en la parte visible de la [[Vía Láctea]] (como lo demuestran los detallados [[catálogo de estrellas|catálogos de estrellas]] disponibles para nuestra galaxia).<ref>{{cita noticia
 | título=Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission
 | editorial=ESA | fecha=8 de diciembre de 1997
 | url=https://www.cosmos.esa.int/?project=HIPPARCOS&page=esa_msa
 | fechaacceso=13 de junio de 2007
 | idioma=inglés}}</ref> Pero se han observado algunas estrellas en la galaxia M100 del [[cúmulo de Virgo]], a unos 100 millones de años luz de la Tierra.<ref>{{cita web
 | apellido1=Villard | nombre1=Ray | apellido2=Freedman | nombre2=Wendy L.
 | fecha=26 de octubre de 1994
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/
 | título=Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet
 | editorial=Hubble Site
 | fechaacceso= 5 de agosto de 2007
 | idioma=inglés}}</ref> En el [[Supercúmulo Local]] es posible ver [[Cúmulo galáctico|cúmulos]] de estrellas y los telescopios actuales podrían, en principio, observar estrellas individuales débiles en el Grupo Local<ref>{{cita noticia
 | título=Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe
 | editorial=Hubble Site | fecha=25 de mayo de 1999
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/
 | fechaacceso=2 de agosto de 2007|idioma=inglés}}</ref> (ver [[Cefeidas]]). Sin embargo fuera del Supercúmulo local de galaxias no se han observado ni estrellas ni cúmulos de estrellas. La única excepción es una débil imagen de un gran cúmulo estelar que contiene cientos de miles de estrellas situado a una distancia de un billón de años luz,<ref>{{cita noticia
 | título=UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.
 | editorial=UBC Public Affairs | fecha=8 de enero de 2007
 | url=http://news.ubc.ca/2007/01/08/archive-media-releases-2007-mr-07-001/
 | fechaacceso=28 de junio de 2015|idioma=inglés}}</ref> diez veces más lejos del grupo de estrellas más distante observado anteriormente.

== Designaciones ==
{{AP|Nomenclatura estelar|Convenciones sobre nomenclatura astronómica|Catálogo estelar}}
[[Archivo:Ngc6397 hst blue straggler.jpg|thumb|Esta vista contiene las estrellas azules conocidas como «[[Estrella rezagada azul|rezagadas azules]]», para su localización aparente en el [[diagrama de Hertzsprung-Russell]]]]
El concepto de constelación ya era conocido durante el período [[Babilonia (ciudad)|babilónico]]. Los antiguos observadores del cielo imaginaron que la disposición de las estrellas destacadas formaba dibujos y los asociaron con aspectos particulares de la naturaleza o de sus mitos. Doce de estas formaciones estaban situadas a lo largo del plano de la [[eclíptica]] y se convirtieron en la base de la [[astrología]].<ref name="koch95">{{cita libro |apellido1= Koch-Westenholz |nombre1= Ulla |apellido2= Koch |nombre2= Ulla Susanne |fecha= 1995 |título= Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination |página= 163 |volumen= 19 |series= Carsten Niebuhr Institute Publications |editorial= [[Museum Tusculanum Press]] |isbn= 87-7289-287-0|idioma=inglés}}</ref> Muchas de las estrellas individuales más prominentes también recibieron nombres, particularmente con designaciones [[idioma árabe|árabes]] o [[idioma latín|latinas]].

Así como ciertas constelaciones y el Sol mismo, las estrellas individuales tienen sus propios [[Mitología|mitos]].<ref name="mythology">{{cita web
 | apellido= Coleman | nombre= Leslie S
 | url= http://frostydrew.org/papers.dc/papers/paper-myths/
 | título= Myths, Legends and Lore
 | editorial= Frosty Drew Observatory
 | fechaacceso= 15 de junio de 2012
 | idioma=inglés}}</ref> Para los antiguos griegos, algunas «estrellas», conocidas como [[planeta]]s (griego πλανήτης (planētēs, que significa «vagabundo»), representaban varias deidades importantes, de las cuales se tomaron los nombres de los planetas [[Mercurio (planeta)|Mercurio]], [[Venus (planeta)|Venus]], [[Marte (planeta)|Marte]], [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] y [[Saturno (planeta)|Saturno]].<ref name="mythology" /> [[Urano (planeta)|Urano]] y [[Neptuno (planeta)|Neptuno]] también eran [[Mitología griega|dioses griegos]] y [[Mitología romana|romanos]], pero ninguno de los dos fue conocido en la antigüedad debido a su bajo brillo y sus nombres fueron asignados por astrónomos posteriores.

Hacia 1600 los nombres de las constelaciones se usaron para nombrar las estrellas en las regiones correspondientes del cielo. El astrónomo alemán [[Johann Bayer]] creó una serie de mapas estelares y aplicó letras griegas como [[denominación de Bayer|designaciones]] de las estrellas en cada constelación. Más tarde fue inventado un sistema de numeración basado en la [[ascensión recta]] de la estrella y se agregó al catálogo de estrellas de [[John Flamsteed]] en su libro ''Historia coelestis Britannica'' (la edición de 1712), por lo que este sistema de numeración llegó a llamarse ''[[denominación de Flamsteed]]'' o ''numeración de Flamsteed''.<ref>{{cita web
 | url= http://www.iau.org/public/naming/ | título= Naming Astronomical Objects
 | editorial= [[International Astronomical Union]] (IAU)
 | fechaacceso= 30 de enero de 2009|idioma=inglés}}</ref><ref>{{cita web
 | url= http://spider.seds.org/spider/Misc/naming.html | título= Naming Stars
 | editorial= [[Students for the Exploration and Development of Space]] (SEDS)
 | fechaacceso= 30 de enero de 2009|idioma=inglés}}</ref>

La única autoridad internacionalmente reconocida para designar los cuerpos celestes es la [[Unión Astronómica Internacional]] (IAU).<ref name="space_law09">{{cita libro |apellido1= Lyall |nombre1= Francis |apellido2= Larsen |nombre2= Paul B. |título= Space Law: A Treatise |url= https://archive.org/details/spacelaw00lyal |página= [https://archive.org/details/spacelaw00lyal/page/n190 176] |editorial= Ashgate Publishing, Ltd |fecha= 2009 |isbn= 0-7546-4390-5 |capítulo= Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies|idioma=inglés}}</ref> Esta asociación mantiene el [[Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas]] (WGSN)<ref name="WGSN">{{cita web | url=https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/ | título=IAU Working Group on Star Names (WGSN)|fechaacceso=22 de mayo de 2016|idioma=inglés}}</ref> que cataloga y normaliza los nombres propios de las estrellas. Diversas compañías privadas venden nombres de estrellas, en lo que la Biblioteca Británica llama una [[empresa comercial]] [[Regulación|no regulada]].<ref name="astrometry05">{{cita web |título= Star naming |fecha= 2005 |editorial= Scientia Astrophysical Organization. |url= http://www.astrometry.org/starnaming.php |fechaacceso= 29 de junio de 2010 |idioma= inglés |urlarchivo= https://web.archive.org/web/20100617054639/http://www.astrometry.org/starnaming.php |fechaarchivo= 17 de junio de 2010 }}</ref><ref name="bl_disclaimer">{{cita web |título= Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises |obra= British Library |editorial= The British Library Board |url= http://www.bl.uk/names.html |urlarchivo= https://web.archive.org/web/20100119033625/http://www.bl.uk/names.html |fechaarchivo= 19 de enero de 2010 |fechaacceso= 29 de junio de 2010|idioma=inglés}}</ref> La AIU se ha desvinculado de esta práctica comercial y estos nombres no son reconocidos ni por la IAU, ni por los astrónomos profesionales ni por la comunidad de astrónomos aficionados.<ref name="andersen10">{{cita web |nombre= Johannes |apellido= Andersen |título= Buying Stars and Star Names |editorial= International Astronomical Union |url= http://www.iau.org/public/buying_star_names/ |fechaacceso= 24 de junio de 2010|idioma=inglés}}</ref> Una de esas firmas es ''[[International Star Registry]]'' (Registro Internacional de Estrellas), que durante la década de 1980 fue acusada de [[práctica engañosa|prácticas engañosas]] por dar a entender que el nombre asignado era [[Alto cargo#Adjetivo|oficial]]. Esta práctica de ISR, ahora interrumpida, fue informalmente etiquetada como una estafa y un fraude,<ref name="si30_5">{{cita publicación |nombre= Phil |apellido= Pliat |título= Name Dropping: Want to Be a Star? |editorial= Skeptical Inquirer |volumen= 30.5 |fecha= septiembre-octubre 2006 |url= http://www.csicop.org/si/show/name_dropping_want_to_be_a_star/ |fechaacceso= 29 de junio de 2010 |idioma= inglés |publicación=  |urlarchivo= https://web.archive.org/web/20100720160648/http://www.csicop.org/si/show/name_dropping_want_to_be_a_star |fechaarchivo= 20 de julio de 2010 }}</ref><ref name="sd19980401">{{cita web |apellido= Adams |nombre= Cecil |fecha= 1 de abril de 1998 |título= Can you pay $35 to get a star named after you? |url= http://www.straightdope.com/columns/read/826/can-you-pay-35-to-get-a-star-named-after-you |editorial= The Straight Dope |fechaacceso= 13 de agosto de 2006|idioma=inglés}}</ref><ref name= "golden_faflick82">{{cita noticia |apellido1= Golden |nombre1= Frederick |apellido2= Faflick |nombre2= Philip |fecha= 11 de enero de 1982 |título= Science: Stellar Idea or Cosmic Scam? |publicación= Time |publisher= Time Inc. |url= http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html |fechaacceso= 24 de junio de 2010 |idioma= inglés |fechaarchivo= 25 de agosto de 2013 |urlarchivo= https://web.archive.org/web/20130825182125/http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html |deadurl= yes }}</ref><ref name= "di_justo20011226">{{cita noticia |nombre= Patrick |apellido= Di Justo |fecha= 26 de diciembre de 2001 |título= Buy a Star, But It's Not Yours |obra= Wired |editorial= Condé Nast Digital |url= http://archive.wired.com/techbiz/media/news/2001/12/49345 |fechaacceso= 29 de junio de 2010|idioma=inglés}}</ref> y el [[Departamento de Asuntos del Consumidor de la Ciudad de Nueva York]] emitió una advertencia contra ISR por involucrarse en una práctica comercial engañosa.<ref name= "pliat02">{{cita libro |nombre= Philip C. |apellido= Plait |enlaceautor= Phil Plait| fecha= 2002 |título= [[Bad astronomy: misconceptions and misuses revealed, from astrology to the moon landing "hoax"]] |páginas= [https://archive.org/details/badastronomymisc00plai_621/page/n247 237]-240 |editorial= John Wiley and Sons |isbn= 0-471-40976-6|idioma=inglés}}</ref><ref name="sclafani19980508">{{cita noticia |nombre= Tom |apellido= Sclafani |fecha= 8 de mayo de 1998 |título= Consumer Affairs Commissioner Polonetsky Warns Consumers: "Buying A Star Won't Make You One" |editorial= National Astronomy and Ionosphere Center, Aricebo Observatory |url= http://www.naic.edu/~gibson/starnames/isr_news.html |fechaacceso= 24 de junio de 2010 |idioma= inglés |urlarchivo= https://web.archive.org/web/20060111052632/http://www.naic.edu/~gibson/starnames/isr_news.html |fechaarchivo= 11 de enero de 2006 }}</ref>

== Unidades de medida ==
Aunque los parámetros estelares puedan expresarse en [[sistema internacional de unidades|unidades SI]] o [[Sistema Cegesimal de Unidades|unidades CGS]], muchas veces es más conveniente expresar la [[masa]], la [[luminosidad]] y el [[radio (geometría)|radio]] en unidades solares, sobre la base de las características del Sol. En el año 2015 la [[Unión Astronómica Internacional|UAI]] definió un conjunto de valores nominales solares (definidos como constantes SI, sin incertidumbres) que pueden ser utilizados para citar parámetros estelares:

:{|
| [[luminosidad solar|luminosidad solar nominal]]:
| ''L''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|3.828 × 10<sup>26</sup> W}}<ref name="Prsa16">{{cita publicación
 | apellido1=Prsa | nombre1=A. | apellido2=Harmanec | nombre2=P. | apellido3=Torres | nombre3=G. | apellido4=Mamajek | nombre4=E. | apellido5=''et al.''| título=Nominal values for selected solar and planetary quantities: IAU 2015 Resolution B3| publicación=Astronomical Journal | fecha=2016 | volumen=152
 | issue=2 | páginas=41 | bibcode=2016AJ....152...41P
 | doi=10.3847/0004-6256/152/2/41 |arxiv=1605.09788|idioma=inglés}}</ref>
|-
| [[radio solar|radio solar nominal]]
| ''R''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|6.957 × 10<sup>8</sup> m}}<ref name="Prsa16"/>
|}

La [[masa solar]] M<sub>⊙</sub> no fue definida explícitamente por la [[Unión Astronómica Internacional|UAI]] debido a la gran incertidumbre relativa (10<sup>−4</sup>) de la [[Constante de gravitación universal|constante gravitatoria newtoniana]] G. Sin embargo, dado que el producto de la constante gravitatoria newtoniana y la masa solar conjunta (GM<sub>⊙</sub>) ha sido determinado con una precisión mucho mayor, la IAU definió el parámetro de masa solar ''nominal'' como:

:{|
| [[masa solar|parámetro de masa solar]]:
| ''GM''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|1.3271244 × 10<sup>20</sup> m³ s<sup>−2</sup>}}<ref name="Prsa16"/>
|}

Sin embargo se puede combinar el parámetro de masa solar nominal con la estimación [[CODATA]] más reciente (2014) de la constante gravitatoria newtoniana G para obtener una masa solar de aproximadamente 1.9885 × 10<sup>30</sup>{{esd}}kg. Aunque los valores exactos de la luminosidad, el radio, el parámetro de masa y la masa pueden variar ligeramente en el futuro debido a las incertidumbres observacionales, las constantes nominales de IAU de 2015 seguirán siendo los mismos valores SI, ya que siguen siendo útiles para citar parámetros estelares.

Las longitudes grandes, como el radio de una estrella gigante o el [[Semieje mayor|eje semi-mayor]] de un sistema estelar binario, se expresan muchas veces en términos de la [[unidad astronómica]] —aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol (150 millones de km o aproximadamente 93 millones de millas)—. En 2012 la AIU definió la [[Anexo:Constantes astronómicas|constante astronómica]] como una longitud exacta en metros: 149{{esd}}597{{esd}}870{{esd}}700{{esd}}m.<ref name="Prsa16"/>

== Formación y evolución de las estrellas ==
[[Archivo:star life cycles red dwarf en.svg|thumb|300px|Evolución estelar de estrellas de baja masa (ciclo izquierdo) y alta masa (ciclo derecho), con ejemplos en cursiva]]
{{AP|Formación estelar|Evolución estelar|l1=Formación}}
Las estrellas se condensan en las regiones del [[Medio interestelar|espacio]] de mayor densidad, aunque esas regiones son menos densas que el interior de una [[cámara de vacío]]. Dichas regiones, conocidas como [[Nube molecular|nubes moleculares]], consisten principalmente en hidrógeno, con alrededor de 23 a 28 por ciento de helio y algunos elementos más pesados. Un ejemplo de estas regiones de formación de estrellas es la [[Nebulosa de Orión]].<ref>
{{cita publicación
 | apellido=Woodward | nombre=P. R.
 | título=Theoretical models of star formation
 | publicación=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 | fecha=1978 | volumen=16
 | issue=1 | páginas=555-584 | doi= 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011
 | bibcode=1978ARA&A..16..555W
 | idioma=inglés
}}
</ref> La mayoría de las estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de miles de estrellas.<ref>
{{cita publicación
 | apellido1=Lada | nombre1=C. J.
 | apellido2=Lada | nombre2= E. A.
 | título= Embedded Clusters in Molecular Clouds
 | publicación=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 | fecha=2003 | volumen= 41
 | issue=1 | pages= 57-115 | doi=10.1146/annurev.astro.41.011802.094844
 | bibcode=2003ARA&A..41...57L
 | arxiv = astro-ph/0301540
 | idioma=inglés }}
</ref>

Las [[Estrella de tipo O|estrellas masivas]] de estos grupos pueden iluminar poderosamente esas nubes, [[ion]]izar el hidrógeno y crear [[Región H II|regiones H II]]. Tales efectos de retroalimentación, a partir de la formación estelar, pueden finalmente interrumpir la nube e impedir la formación de estrellas adicionales.

Todas las estrellas pasan la mayor parte de su existencia como estrellas de la ''[[secuencia principal]]'', alimentadas sobre todo por la fusión nuclear del hidrógeno en helio dentro de sus núcleos. Sin embargo las estrellas de diferentes masas tienen propiedades marcadamente diferentes en varias etapas de su desarrollo. El destino final de las estrellas más masivas difiere del de las estrellas menos masivas, al igual que sus luminosidades y el impacto que tienen en su entorno, por lo que los astrónomos suelen agrupar las estrellas por su masa:<ref>
{{cita libro
 | nombre=Sun | apellido=Kwok | fecha=2000 | páginas=103-104
 | título=The origin and evolution of planetary nebulae
 | volumen=33 | series=Cambridge astrophysics series
 | editorial=Cambridge University Press | isbn=0-521-62313-8
 | idioma=inglés}}
</ref>

*''Estrellas de masa muy baja'', con masas por debajo de 0.5{{esd}}[[Masa solar|''M''<sub>☉</sub>]], son completamente convectivas y distribuyen [[helio]] uniformemente por toda la estrella mientras están en la secuencia principal. Por lo tanto, nunca se someten a la quema del revestimiento ni se convierten en [[Gigante roja|gigantes rojas]] sino que dejan de fusionarse y pasan a ser [[Enana blanca#Estrellas con muy baja masa|enanas blancas]] de helio, enfriándose lentamente después de agotar su hidrógeno.<ref name="adams">{{cita conferencia
 |bibcode= 2004RMxAC..22...46A
 | apellido=Adams | nombre=Fred C.
 | autor2=Laughlin, Gregory |author3=Graves, Genevieve J. M.
 | título=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence
 | booktitle=Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets
 | páginas=46.49
 | editorial=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica
 | url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf
 | fechaacceso= 24 de junio de 2008
 | idioma=inglés }}
</ref> Sin embargo, como la vida de las estrellas 0.5{{esd}}''M''<sub>☉</sub> es más larga que la [[edad del universo]], ninguna de esas estrellas ha alcanzado la etapa de enana blanca.

*''Estrellas de masa baja'' (entre las que se incluye el Sol), con una masa entre 0.5{{esd}}''M''<sub>☉</sub> y 1.8-2.5{{esd}}''M''<sub>☉</sub> dependiendo de la composición, se convierten en gigantes rojas a medida que su núcleo de hidrógeno se agota y comienzan a quemar helio en el núcleo en un [[flash de helio]]; desarrollan un núcleo de carbono-oxígeno, degenerado más tarde en la [[rama asintótica gigante]]; finalmente se deshacen de su capa exterior como una [[nebulosa planetaria]] y dejan atrás su núcleo en forma de una enana blanca.

*''Estrellas de masa intermedia'', entre 1.8-2.5{{esd}}''M''<sub>☉</sub> y 5-10{{esd}}''M''<sub>☉</sub>, pasan a través de etapas evolutivas similares a las estrellas de baja masa, pero después de un período relativamente corto en el [[apelotonamiento rojo]] se enciende el helio sin flash y pasan por un período prolongado en el apelotonamiento rojo antes de formar un núcleo de carbono-oxígeno degenerado.

*''Estrellas masivas,'' generalmente tienen una masa mínima de 7-10{{esd}}''M''<sub>☉</sub> (posiblemente tan baja como 5-6{{esd}}''M''<sub>☉</sub>). Después de agotar el hidrógeno en el núcleo, estas estrellas se convierten en [[supergigante]]s y pasan a [[Fusión nuclear|fusionar]] elementos más pesados que el helio. Terminan su vida cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas.

=== Formación de estrellas ===
{{AP|Formación de estrellas}}
La formación de una estrella comienza con la inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular causada por regiones de mayor densidad —muchas veces desencadenada por la compresión de las nubes por radiación de estrellas masivas, por la expansión de burbujas en el medio interestelar, por la colisión de diferentes nubes moleculares o por la [[interacción de galaxias|colisión de galaxias]] (como en una [[galaxia con brote estelar]])—.<ref>
{{cita publicación
 | apellido1=Elmegreen | nombre1=B. G.
 | apellido2=Lada | nombre2= C. J.
 | título= Sequential formation of subgroups in OB associations
 | publicación= Astrophysical Journal, Part 1
 | fecha=1977 | volumen= 214
 | páginas= 725-741 | doi=10.1086/155302
 | bibcode=1977ApJ...214..725E
 | idioma=inglés
}}
</ref><ref>
{{cita publicación | apellido1=Getman | nombre1=K. V.
 | display-authors=1
 | apellido2=Feigelson | nombre2= E. D.
 | apellido3=Sicilia-Aguilar| nombre3=A.
 | apellido4=Broos | nombre4=P. S.
 | apellido5=Kuhn | nombre5=M. A.
 | apellido6=Garmire | nombre6=G. P.
 | título= The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region
 | publicación= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | fecha=2012 | volumen= 426 | issue=4
 | páginas= 2917-2943 | doi=10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x
 | bibcode=2012MNRAS.426.2917G
 | arxiv = 1208-1471 
 | idioma=inglés}}
</ref> Cuando una región alcanza una densidad suficiente de materia como para satisfacer los criterios de la [[inestabilidad de Jeans]], comienza a colapsarse bajo su propia fuerza gravitatoria.<ref>
{{cita libro
 | nombre=Michael David | apellido=Smith | fecha=2004
 | título=The Origin of Stars | url=https://archive.org/details/originstars00smit | editorial=Imperial College Press
 | isbn=1-86094-501-5 | páginas=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n70 57]-68
 | idioma=inglés}}
</ref>

[[Archivo:Witness the Birth of a Star.jpg|thumb|Concepción artística del nacimiento de una estrella dentro de una densa [[nube molecular]].]]

A medida que la nube colapsa, los conglomerados individuales de polvo denso y gas forman un «[[glóbulo de Bok]]». Cuando este colapsa y aumenta la densidad, la energía gravitacional se convierte en calor y aumenta la temperatura. Cuando la nube protoestelar ha alcanzado aproximadamente la condición estable del [[equilibrio hidrostático]], se forma una [[protoestrella]] en el núcleo.<ref>
{{cita web
 | apellido= Seligman | nombre= Courtney
 | url= http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | urlarchivo= https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | fechaarchivo= 23 de junio de 2008
 | título= Slow Contraction of Protostellar Cloud | obra= Self-published
 | fechaacceso= 5 de setiembre de 2006
 | idioma= inglés }}
</ref>

Generalmente estas [[Estrella presecuencia principal|estrellas de la secuencia pre-principal]] están rodeadas por un [[disco protoplanetario]] y alimentadas principalmente por la conversión de energía gravitacional. Su período de contracción gravitacional dura alrededor de 10 a 15 millones de años.

[[Archivo:W40_star-forming_region.jpg|thumb|Un grupo de aproximadamente 500 estrellas jóvenes se encuentra dentro de la próxima región de formación estelar [[W40 (regiones de formación estelar)|W40]].]]
Las estrellas tempranas de menos de 2{{esd}}M<sub>☉</sub> se llaman [[Estrella T Tauri|estrellas T Tauri]], mientras que aquellas con mayor masa son las [[Estrella Herbig Ae/Be|estrellas Herbig Ae/Be]]. Estas estrellas recién formadas emiten chorros de gas a lo largo de su eje de rotación, lo que puede reducir el momento angular de la estrella colapsante y dar lugar a pequeñas manchas de nebulosidad conocidas como [[Objeto Herbig-Haro|objetos Herbig-Haro]].<ref>
{{cita conferencia
 | apellido1=Bally | nombre1=J. | apellido2=Morse | nombre2=J.
 | apellido3=Reipurth | nombre3=B. | fecha= 1996
 | título=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks
 | títulolibro= Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995
 | apellido-editor1=Benvenuti | nombre-editor1=Piero
 | nombre-editor2=F. D. | apellido-editor2=Macchetto
 | nombre-editor3=Ethan J. | apellido-editor3=Schreier
 | editorial=Space Telescope Science Institute | página=491
 | bibcode=1996swhs.conf..491B
 | idioma=inglés
}}
</ref><ref name="smith04">
{{cita libro
 | nombre=Michael David | apellido=Smith
 | título=The origin of stars | url=https://archive.org/details/originstars00smit | página=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n189 176] | fecha=2004
 | isbn=1-86094-501-5
 | editorial=Imperial College Press
 | idioma=inglés
}}
</ref>
Estos chorros, en combinación con la radiación de estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a alejar la nube circundante de la cual se formó la estrella.<ref>
{{cita noticia
 | apellido=Tom | nombre=Megeath | fecha=11 de mayo de, 2010
 | título=Herschel finds a hole in space
 | url=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html
 | editorial=ESA 
 | fechaacceso=17 de mayo de 2010
 | idioma=inglés}}
</ref>

Al principio de su desarrollo las estrellas T Tauri siguen la [[trayectoria de Hayashi]]: se contraen y disminuyen en luminosidad mientras permanecen aproximadamente a la misma temperatura.

Se observa que la mayoría de las estrellas forman parte de sistemas estelares binarios y las propiedades de estos sistemas son el resultado de las condiciones en las que se formaron.<ref>
{{cita publicación
 | apellido1=Duquennoy | nombre1=A.
 | apellido2=Mayor | nombre2= M.
 | título= Multiplicity among solar-type stars in the solar neighbourhood. II - Distribution of the orbital elements in an unbiased sample
 | url=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1991-08_248_2/page/485 | publicación= Astronomy & Astrophysics
 | fecha=1991 | volumen= 248 | issue=2
 | páginas= 485-524
 | bibcode=1991A&A...248..485D
 | idioma=inglés
}}
</ref>

Una nube de gas debe perder su momento angular para colapsar y formar una estrella. La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento angular. Estas interacciones tienden a dividir más los sistemas binarios separados (blandos), mientras también causan que los sistemas duros pasen a estar vinculados más estrechamente. Esto produce la separación de los sistemas binarios en sus dos distribuciones de poblaciones observadas.

=== Secuencia principal ===
{{AP|Secuencia principal}}
Las estrellas consumen alrededor del 90{{esd}}% de su existencia fusionando hidrógeno en helio a altas temperaturas y en reacciones de alta presión cerca del núcleo. Se afirma que dichas estrellas están en la [[secuencia principal]], y se llaman estrellas enanas. A partir de la secuencia principal de la edad cero, la proporción de helio en el núcleo de una estrella aumentará constantemente, también la tasa de fusión nuclear en el núcleo aumentará lentamente, al igual que la temperatura y luminosidad de la estrella.<ref>
{{cita publicación | display-authors=1
 | apellido1=Mengel | nombre1=J. G. | apellido2=Demarque | nombre2=P.
 | apellido3=Sweigart | nombre3=A. V. | apellido4=Gross | nombre4=P. G.
 | título=Stellar evolution from the zero-age main sequence
 | publicación=Astrophysical Journal Supplement Series
 | fecha=1979 | volumen=40 | páginas=733-791
 | bibcode=1979ApJS...40..733M | doi= 10.1086/190603
 | idioma=inglés
}}</ref> El Sol, por ejemplo, se estima que ha aumentado en luminosidad en un 40{{esd}}% desde que alcanzó la secuencia principal hace 4{{esd}}600 millones (4.6 × 10<sup>9</sup>) de años atrás.<ref name="futuro del sol">{{cita publicación |apellido1= Sackmann |nombre1= I. J. |apellido2= Boothroyd |nombre2= A. I. |apellido3= Kraemer |nombre3= K. E. |título= Our Sun. III. Present and Future |página= 457 |publicación= Astrophysical Journal |fecha= 1993 |volumen= 418 |bibcode= 1993ApJ...418..457S |doi= 10.1086/173407|idioma=inglés}}
</ref>

Cada estrella genera un [[viento estelar]] de partículas que causa un flujo continuo de gas hacia el espacio. Para la mayoría de las estrellas, la masa perdida es insignificante. El Sol pierde 10<sup>−14{{esd}}</sup>M<sub>☉</sub> cada año,<ref>
{{cita publicación | display-authors=1
 | apellido1=Wood | nombre1=B. E. | apellido2=Müller | nombre2=H.-R.
 | apellido3=Zank | nombre3=G. P. | apellido4=Linsky | nombre4=J. L.
 | título=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity
 | publicación=The Astrophysical Journal | fecha=2002
 | volumen=574 | issue=1 | páginas=412-425
 | doi= 10.1086/340797 | bibcode=2002ApJ...574..412W
 | arxiv= astro-ph/0203437
 | idioma=inglés}}
</ref> o alrededor de 0.01% de su masa total durante toda su vida. Sin embargo las estrellas muy masivas pueden perder 10-7 a 10-5{{esd}}M☉ cada año, lo que afecta significativamente a su evolución.<ref>
{{cita publicación 
 | apellido1=de Loore | nombre1=C. | apellido2=de Greve | nombre2=J. P.
 | apellido3=Lamers | nombre3=H. J. G. L. M.
 | título=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind
 | publicación=Astronomy and Astrophysics | fecha=1977 | volumen=61
 | issue=2 | páginas=251-259
 | bibcode=1977A&A....61..251D
 | idioma=inglés}}
</ref>
Las estrellas que comienzan con más de 50{{esd}}M<sub>☉</sub> pueden perder más de la mitad de su masa total mientras están en la secuencia principal.<ref>{{cita web
 | url= http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/stellar_evolution/conWebDoc.727.html
 | título= The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
 | editorial= Royal Greenwich Observatory
 | fechaacceso= 17 de noviembre de 2015
 | idioma= inglés
 | urlarchivo= https://web.archive.org/web/20151118161020/http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/stellar_evolution/conWebDoc.727.html
 | fechaarchivo= 18 de noviembre de 2015
 }}</ref>

[[Archivo:H-R diagram -edited-3.gif|thumb|Un ejemplo de un [[diagrama de Hertzsprung-Russell]] para un conjunto de estrellas que incluye el Sol (centro). (Ver «Clasificación» abajo.)]]

El tiempo que una estrella consume en la secuencia principal depende principalmente de la cantidad de combustible que tiene y de la velocidad a la que lo fusiona. Se espera que el Sol viva 10 mil millones (10<sup>10</sup>) años. Las estrellas masivas consumen su combustible muy rápidamente y son de corta vida. Las estrellas de baja masa consumen su combustible muy lentamente. Las estrellas de menos de 0.25{{esd}}M<sub>☉</sub>, llamadas [[enana roja|enanas rojas]], son capaces de fusionar casi toda su masa, mientras que las estrellas de alrededor de 1{{esd}}M<sub>☉</sub> solo pueden fusionar alrededor del 10{{esd}}% de su masa. La combinación de su lento consumo de combustible y su suministro relativamente grande de combustible utilizable permite que las estrellas de baja masa duren alrededor de un billón (10<sup>12</sup>) de años; las de más de 0.08{{esd}}M<sub>☉</sub> durarán alrededor de 12 billones de años. 
Las enanas rojas se vuelven más [[Enana azul (etapa)|calientes y luminosas]] cuando acumulan helio. Cuando finalmente se quedan sin hidrógeno, se contraen en una enana blanca y disminuye su temperatura.<ref name="adams"/> Sin embargo, dado que la vida útil de estas estrellas es mayor que la edad actual del universo (13.8 mil millones de años), no se espera que las estrellas menores de aproximadamente 0.85{{esd}}M<sub>☉</sub><ref name="saomainseq">
{{cita web |título=Main Sequence Lifetime |url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime |obra=Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy |editorial=Swinburne University of Technology|idioma=inglés}}</ref> se hayan movido de la secuencia principal.

Además de la masa, los elementos más pesados que el helio pueden desempeñar un papel significativo en la evolución de las estrellas. Los astrónomos etiquetan todos los elementos más pesados que los «metales» de helio, y llaman [[metalicidad]] a la [[concentración]] química de estos elementos en una estrella. La metalicidad de una estrella puede influir en el tiempo que tarda la estrella en quemar su combustible y controla la formación de sus campos magnéticos,<ref>
{{cite journal
 | display-authors=1
 | last1=Pizzolato | first1=N. | last2=Ventura | first2=P.
 | last3=D'Antona | first3=F. | last4=Maggio | first4=A.
 | last5=Micela | first5=G. | last6=Sciortino | first6=S.
 | title=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | date=2001 | volume=373
 | issue=2 | pages=597-607
 | doi=10.1051/0004-6361:20010626
| bibcode=2001A&A...373..597P}}
</ref> lo que afecta a la fuerza de su viento estelar.<ref>
{{cita web
 | fecha= 18 de junio de 2004
 | url= http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | urlarchivo= https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | fechaarchivo= 22 de noviembre de 2004
 | título= Mass loss and Evolution | editorial= UCL Astrophysics Group
 | fechaacceso= 26 de agosto de 2006
 | idioma=inglés}}
</ref> Las estrellas más viejas de la [[población estelar|población II]] tienen sustancialmente menos metalicidad que las estrellas más jóvenes de la población I debido a la composición de las nubes moleculares de las que se formaron. Con el tiempo, tales nubes se enriquecen cada vez más en elementos más pesados a medida que las estrellas más viejas mueren y desprenden porciones de sus [[atmósfera estelar|atmósferas]].

=== Secuencia post principal ===
{{AP|Gigante roja}}
A medida que las estrellas de al menos 0.4{{esd}}M<sub>☉</sub><ref name="late stages" /> agotan su suministro de hidrógeno en su núcleo, comienzan a fusionar hidrógeno en una zona fuera del núcleo de helio. Sus capas externas se expanden y se refrescan enormemente a medida que forman una [[gigante roja]]. En unos 5000 millones de años, cuando el Sol entre en la fase de quema de helio, se expandirá hasta un radio máximo de aproximadamente 1 [[unidad astronómica]] (150 millones de kilómetros), 250 veces su tamaño actual y perderá el 30{{esd}}% de su masa actual.<ref name="sun_future">
{{cita publicación|apellido1= Sackmann |nombre1= I. J. |apellido2= Boothroyd |nombre2= A. I. |apellido3= Kraemer |nombre3= K. E. |título= Our Sun. III. Present and Future |página= 457 |publicación= Astrophysical Journal |fecha= 1993 |volumen= 418 |bibcode= 1993ApJ...418..457S |doi= 10.1086/173407|idioma=inglés}}
</ref><ref name="sun_future_schroder">
{{cita publicación|título=Distant future of the Sun and Earth revisited|nombre1=K.-P.|apellido2=Smith|nombre2=Robert Connon|fecha=2008|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=386|issue=1|páginas=155-163|idioma=inglés|bibcode=2008MNRAS.386..155S|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|apellido1=Schröder|arxiv=0801.4031}} Véase también {{cita noticia|url=http://www.newscientist.com/article/dn13369?feedId=online-news_rss20|título=Hope dims that Earth will survive Sun's death|fecha=22 de febrero de 2008|obra=NewScientist.com news service|nombre=Jason|apellido=Palmer|fechaacceso=24 de marzo de 2008|idioma=inglés}}
</ref>

A medida que la combustión de la capa de hidrógeno produce más helio, el núcleo aumenta en masa y temperatura. En una gigante roja de hasta 2.25{{esd}}''M''<sub>☉</sub>, la masa del núcleo de helio se degenera antes de la [[Proceso triple-alfa|fusión de helio]]. Finalmente, cuando la temperatura aumenta lo suficiente, comienza de manera explosiva la fusión de helio en lo que se llama un flash de helio, y la estrella se contrae rápidamente en radio, aumenta su temperatura superficial y se mueve a la [[rama horizontal]] del diagrama HR. Para las estrellas más masivas, la fusión del núcleo de helio comienza antes de que el núcleo se degenere, y la estrella pasa algún tiempo en el [[apelotonamiento rojo]], quemando helio lentamente antes de que la envoltura convectiva externa se colapse y la estrella se mueva a la rama horizontal.<ref name="iben"/>

Después de que la estrella haya fusionado el helio de su núcleo, se fusiona el producto de carbono produciendo un núcleo caliente con una envoltura externa de helio de fusión. Entonces la estrella sigue una trayectoria evolutiva llamada [[rama asintótica gigante]] (AGB) que es paralela a la otra fase gigante roja descrita, pero con una luminosidad más alta. Las estrellas de AGB más masivas pueden experimentar un breve período de fusión de carbono antes de que el núcleo se degenere.

==== Estrellas masivas ====
{{AP|Supergigante|Hipergigante|Estrella de Wolf-Rayet}}
Durante su fase de quema de helio, una estrella de más de nueve masas solares se expande para formar primero una [[supergigante azul]] y luego una [[supergigante roja|roja]]. Las estrellas particularmente masivas pueden evolucionar a una [[estrella de Wolf-Rayet]], caracterizada por espectros dominados por líneas de emisión de elementos más pesados que el hidrógeno que han alcanzado la superficie debido a la fuerte convección y a la intensa pérdida de masa.

Cuando el helio se agota en el núcleo de una estrella masiva, el núcleo se contrae y la temperatura y presión se elevan lo suficiente como para fusionar el [[carbono]] (véase [[proceso de combustión del carbono]]). Este proceso continúa, con las etapas sucesivas alimentadas por [[neón]] (ver [[proceso de combustión del neón]]), [[oxígeno]] (véase [[proceso de combustión del oxígeno]]) y [[silicio]] (véase [[proceso de combustión de silicio]]). Cerca del final de la vida de la estrella, la fusión continúa a lo largo de una serie de capas consecutivas dentro de una estrella masiva. Cada capa fusiona un elemento diferente; la capa más externa fusiona el hidrógeno, la siguiente fusiona el helio, y así sucesivamente.<ref>
{{cita web |url= https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l6_p5.html |título=The Evolution of Massive Stars and Type II Supernovae |editorial=Penn Stats College of Science |fechaacceso= 5 de enero de 2016|idioma=inglés}}
</ref>

La etapa final se produce cuando una estrella masiva comienza a producir [[hierro]]. Dado que los núcleos de hierro están más [[Energía de unión|estrechamente unidos]] que cualquier núcleo más pesado, cualquier fusión más allá del hierro no produce una liberación neta de energía. Tal proceso continúa en un grado muy limitado, pero consume energía. Del mismo modo, puesto que los núcleos están más estrechamente unidos que todos los núcleos más ligeros, dicha energía no puede ser liberada por [[Fisión nuclear|fisión]].<ref name="sneden">{{Cita publicación |título= Astronomy: The age of the Universe |url= http://www.nature.com/nature/journal/v409/n6821/full/409673a0.html |publicación= Nature |fecha= 8 de febrero de 2001 |issn= 0028-0836 |páginas= 673-675 |volumen= 409 |issue= 6821 |doi= 10.1038/35055646 |apellido= Christopher |nombre= Sneden|idioma=inglés}}</ref>

==== Colapso ====
A medida que el núcleo de una estrella se contrae, aumenta la intensidad de la radiación de esa superficie, creando una [[presión de radiación]] tal en la capa externa del gas que empujará a esas capas, formando una [[nebulosa planetaria]]. Si lo que queda después de que la atmósfera exterior se haya desprendido sea inferior a 1.4{{esd}}''M''<sub>☉</sub>, se reduce a un objeto relativamente pequeño del tamaño de la Tierra, conocido como [[enana blanca]]. Las enanas blancas carecen de masa suficiente como para que se produzca una compresión gravitacional adicional.<ref>
{{cita publicación |apellido1=Liebert |nombre1=J. |título=White dwarf stars |publicación=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |fecha=1980 |volumen=18 |issue=2 |páginas=363-398 |bibcode=1980ARA&A..18..363L |doi= 10.1146/annurev.aa.18.090180.002051|idioma=inglés}}
</ref> La [[materia degenerada]] de electrones dentro de una enana blanca ya no es un plasma, a pesar de que las estrellas son generalmente conocidas como esferoides de plasma. Finalmente las enanas blancas se desvanecen en [[Enana negra|enanas negras]] durante un período de tiempo muy largo.

[[Archivo:Crab Nebula.jpg|thumb|La [[Nebulosa del Cangrejo]], restos de una supernova que fue observada por primera vez hacia el año 1050 d.{{esd}}C.]]

En las estrellas más grandes la fusión continúa hasta que el núcleo de hierro haya crecido tanto (más de 1.4{{esd}}''M''<sub>☉</sub>) que ya no pueda soportar su propia masa. Este núcleo se colapsará de repente a medida que sus electrones sean impulsados a sus protones, formando neutrones, neutrinos y rayos gamma en una explosión de [[captura de electrones]] y [[decaimiento beta inverso|desintegración  beta inversa]]. La [[onda de choque]] formada por este repentino colapso hace que el resto de la estrella explote en una [[supernova]]. Estas se vuelven tan brillantes que pueden eclipsar brevemente a toda la galaxia natal de la estrella. Cuando ocurren dentro de la Vía Láctea, las supernovas han sido históricamente descritas por observadores a simple vista como «nuevas estrellas» donde aparentemente antes no existía ninguna.<ref name="supernova">
{{cita web
 | fecha=6 de abril de 2006
 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
 | título=Introduction to Supernova Remnants
 | editorial=Goddard Space Flight Center
 | fechaacceso=16 de julio de 2006
 | idioma=inglés}}
</ref>

Una explosión de supernova expulsa las capas exteriores de la estrella dejando un [[Resto de supernova|remanente]] tal como la [[Nebulosa del Cangrejo]].<ref name="supernova" /> El núcleo se comprime en una [[estrella de neutrones]] que a veces se manifiesta como [[púlsar]] o [[erupción de rayos X]]. En el caso de las estrellas más grandes el remanente es un agujero negro mayor de 4{{esd}}''M''<sub>☉</sub>.<ref>
{{cita publicación |apellido1=Fryer |nombre1=C. L. |título=Black-hole formation from stellar collapse |publicación=Classical and Quantum Gravity |fecha=2003 |volumen=20 |issue=10 |páginas=S73-S80 |doi= 10.1088/0264-9381/20/10/309 |bibcode=2003CQGra..20S..73F|idioma=inglés}}
</ref> En una estrella de neutrones la materia está en un estado conocido como materia degenerada de neutrones, con una forma más exótica de materia degenerada, la [[materia QCD]], presente posiblemente en el núcleo. Dentro de un agujero negro la materia se encuentra en un estado que no es posible entender actualmente.

En las capas externas desprendidas de estrellas moribundas se incluyen elementos pesados que pueden ser reciclados durante la formación de nuevas estrellas. Estos elementos pesados permiten la formación de planetas rocosos. El flujo de salida de las supernovas y el viento estelar de las grandes estrellas desempeñan un papel importante en la formación del medio interestelar.<ref name="supernova" />

==== Estrellas binarias ====
La evolución posterior a la secuencia principal de las estrellas binarias puede ser significativamente diferente de la evolución de las estrellas individuales de la misma masa. Si las estrellas en un sistema binario son suficientemente cercanas, cuando una de las estrellas se expande para convertirse en una gigante roja puede desbordar su [[lóbulo de Roche]], la región alrededor de una estrella donde el material está gravitacionalmente ligado a esa estrella, lo que lleva a la transferencia de material de una a otra. Cuando se traspasa el lóbulo de Roche puede producirse una variedad de fenómenos como estrellas [[Estrella binaria de contacto|binarias de contacto]], [[Estrella binaria de envoltura común|binarias de envoltura común]], [[Estrella variable cataclísmica|variables cataclísmicas]] y [[Supernova de tipo Ia|supernovas del tipo Ia]].

== Agrupación y distribución estelar ==
{{AP|Sistema estelar}}
[[Archivo:Sirius A and B artwork.jpg|left|thumb|Una estrella [[enana blanca]] en órbita alrededor de [[Sirio]] (impresión artística).]]

Las estrellas no se distribuyen uniformemente a través del universo sino que se agrupan normalmente en galaxias junto con el gas y el polvo interestelar. Una galaxia típica contiene cientos de miles de millones de estrellas, y hay más de 100 mil millones (10<sup>11</sup>) de galaxias en el [[universo observable]].<ref>{{cita web |título=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? |editorial=Royal Greenwich Observatory |url=http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe |fechaacceso=18 de julio de 2006 |idioma=inglés |fechaarchivo=9 de noviembre de 2015 |urlarchivo=https://web.archive.org/web/20151109083127/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe |deadurl=yes }}</ref> En 2010, una estimación del número de estrellas en el universo observable fue de casi un tercio de [[cuatrillón]] ({{nowrap|3 × 10<sup>23</sup>}}).<ref>{{cita noticia
 | nombre=Seth | apellido=Borenstein | fecha=1 de diciembre de 2010
 | título=Universe's Star Count Could Triple | obra=CBS News
 | url=http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml | fechaacceso=14 de julio de 2011|idioma=inglés}}</ref>
Aunque a menudo se cree que las estrellas solo existen dentro de las galaxias, se han descubierto estrellas intergalácticas.<ref>{{cita noticia
 | título=Hubble Finds Intergalactic Stars
 | editorial=Hubble News Desk | fecha=14 de enero de 1997
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/
 | fechaacceso=6 de noviembre de 2006|idioma=inglés}}</ref>

Un [[Sistema estelar|sistema multiestelar]] consiste en dos o más estrellas ligadas gravitacionalmente que orbitan entre sí. El sistema multiestelar más simple y más común es una estrella binaria, pero también se encuentran sistemas de tres o más estrellas. Por razones de estabilidad orbital, tales sistemas de múltiples estrellas se organizan muchas veces en conjuntos jerárquicos de estrellas binarias.<ref>{{cita libro
 | nombre1=Victor G. | apellido1=Szebehely
 | nombre2=Curran | apellido2=Richard B. | fecha=1985
 | título=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies
 | url=https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato | editorial=Springer
 | isbn=90-277-2046-0
 | idioma=inglés}}</ref> También existen grupos más grandes, llamados cúmulos estelares, que van desde [[Cinemática estelar|asociaciones estelares]] sueltas con solo unas cuantas estrellas hasta enormes [[Cúmulo globular|cúmulos globulares]] con cientos de miles de estrellas. Tales sistemas orbitan su galaxia de acogida.

Desde hace mucho tiempo se ha asumido que la mayoría de las estrellas se encuentran en los sistemas de múltiples estrellas ligadas gravitacionalmente. Esto es particularmente cierto para estrellas de clase O y B muy masivas, donde se cree que el 80{{esd}}% de las estrellas son parte de sistemas de múltiples estrellas. 
La proporción de sistemas de una sola estrella aumenta con la disminución de la masa estelar, de modo que se sabe que solo el 25{{esd}}% de las enanas rojas tienen compañeras estelares. Debido a que el 85{{esd}}% de todas las estrellas son enanas rojas, la mayoría de las estrellas en la Vía Láctea son posiblemente únicas desde su nacimiento.<ref>{{cite press release
 | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | date=30 de enero de 2006
 | url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html
 | título=Most Milky Way Stars Are Single
 | accessdate=16 de julio de 2006
 | idioma=inglés}}</ref>

La estrella más cercana a la Tierra, aparte del Sol, es [[Próxima Centauri]], que está a 39.9 billones de kilómetros, o 4.2 años luz. Viajando a la velocidad orbital del transbordador espacial (8 kilómetros por segundo, casi 30{{esd}}000 kilómetros por hora), se tardaría unos 150{{esd}}000 años en llegar.<ref>3.99 × 10<sup>13</sup>{{esd}}km / (3 × 10<sup>4</sup>{{esd}}km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10<sup>5</sup> años.</ref> Esto es típico de separaciones estelares en [[Disco galáctico|discos galácticos]].<ref>{{cita publicación |apellido1=Holmberg |nombre1=J. |apellido2=Flynn |nombre2=C. |título=The local density of matter mapped by Hipparcos |publicación=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volumen=313 |issue=2 |fecha=2000 |páginas=209-216 |bibcode=2000MNRAS.313..209H |doi= 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x |arxiv= astro-ph/9812404|idioma=inglés}}</ref> Las estrellas pueden estar mucho más cercanas entre sí en los centros de las galaxias y en los [[Cúmulo globular|cúmulos globulares]], o mucho más lejos en los [[Halo galáctico|halos galácticos]].

Debido a las distancias relativamente grandes entre las estrellas fuera del núcleo galáctico, se cree que las colisiones entre estrellas son raras. En regiones más densas como el núcleo de los cúmulos globulares o el centro galáctico, las colisiones pueden ser más comunes.<ref name= "DarkMatter">{{cita noticia |título= Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic |editorial= CNN News |fecha= 2 de junio de 2000 |url= http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ |urlarchivo= https://web.archive.org/web/20070107140146/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ |fechaarchivo= 7 de enero de 2007 |fechaacceso= 21 de enero de 2014|idioma=inglés}}</ref> Tales colisiones pueden producir lo que se conoce como [[Estrella rezagada azul|rezagadas azules]]. Estas estrellas anómalas tienen una temperatura superficial más alta que las otras estrellas de la secuencia principal con la misma luminosidad del cúmulo al que pertenecen.<ref>{{cita publicación |display-authors= 1 |nombre1= J. C. |apellido1= Lombardi, Jr. |apellido2= Warren |nombre2= J. S. |apellido3= Rasio |nombre3= F. A. |apellido4= Sills |nombre4= A. |apellido5= Warren |nombre5= A. R. |título= Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers |publicación= The Astrophysical Journal |fecha= 2002 |volumen= 568 |issue= 2 |páginas= 939-953 |bibcode= 2002ApJ...568..939L |doi= 10.1086/339060|arxiv= astro-ph/0107388|idioma=inglés}}</ref>

=== Estrellas ligadas ===
Las estrellas pueden estar ligadas [[Gravedad|gravitacionalmente]] unas con otras formando [[estrella binaria|sistemas estelares binarios]], ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la [[Vía Láctea]] pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90&nbsp;% para estrellas masivas<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1998AJ....115..821M&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=44db12b10905192 Mason, B. D. et al. 1998, AJ 115, 821]</ref> y desciende hasta el 50{{esd}}% para estrellas de masa baja.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005ApJ...633..452K&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=44db12b10903401 Kraus, A. L.; White, R. J. y Hillenbrand, L. A. 2005, ApJ 633, 452]</ref> Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados [[Cúmulo estelar|cúmulos estelares]]. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la [[Vía Láctea]] se distinguían dos tipos: (1) los [[cúmulo globular|cúmulos globulares]], que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los [[cúmulo abierto|cúmulos abiertos]], que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del {{siglo|XX||s}} esa clasificación ha sido cuestionada al descubrirse en el disco de la Vía Láctea [[Cúmulo estelar|cúmulos estelares]] jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son [[nebulosa de la Tarántula|30 Doradus]] en la [[Gran Nube de Magallanes]] y NGC 4214-I-A en NGC 4214.

=== Estrellas aisladas ===
No todas las estrellas mantienen uniones gravitatorias estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron.
Estas estrellas aisladas responden tan solo al [[campo gravitatorio]] global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: [[Agujero negro|agujeros negros]], estrellas, [[estrella compacta|objetos compactos]] y [[medio interestelar|gas interestelar]].

=== Distribución estelar ===
Normalmente las estrellas no están distribuidas uniformemente en el [[universo]], a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en [[galaxia]]s. 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 solo 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 las estrellas se concentran en el [[disco galáctico]] y dentro de este en una región central, el [[bulbo galáctico]], que se sitúa en la constelación de [[Sagitario (constelación)|Sagitario]].

{{VT|Galaxia|Cúmulo estelar|Estrella binaria}}

=== Navegación y posicionamiento estelar ===
A pesar de las enormes distancias que separan a las estrellas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisión de sus posiciones, «son de gran utilidad para la navegación, para la orientación de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros» (''The American Encyclopedia''). Las estrellas fueron la única forma que tuvieron los marinos para situarse en alta mar hasta el advenimiento de los sistemas electrónicos de posicionamiento hacia mediados del {{siglo|XX||s}}. Véase [[Estrella (náutica)]].

== Características ==
[[Archivo:Well known stars 2.png|right|thumb|300x300px|Algunas de las estrellas conocidas con sus colores aparentes y tamaños relativos.]]
Casi todo lo relacionado con una estrella está determinado por su masa inicial, incluyendo características tales como su luminosidad, tamaño, evolución, vida útil y destino final.

=== Edad ===
La mayor parte de las estrellas tienen entre 1000 y 11{{esd}}000 millones de años de antigüedad. Algunas estrellas pueden incluso estar cerca de los 13{{esd}}800 millones de años, la [[Edad del universo|edad observada del universo]]. La estrella más antigua descubierta hasta ahora, [[HD 140283]], apodada estrella de [[Matusalén]], tiene una edad estimada de 14.46 ± 0.8 miles de millones de años.<ref name="Bond-140283">
{{cita publicación
 |título=HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang
 |fecha=2013
 |autor1=H. E. Bond |autor2=E. P. Nelan |autor3=D. A. VandenBerg |autor4=G. H. Schaefer |autor5=D. Harmer
 |doi=10.1088/2041-8205/765/1/L12
 |publicación=[[The Astrophysical Journal Letters]]
 |volumen=765 |páginas=L12 |issue=1
 |arxiv=1302.3180
 |bibcode=2013ApJ...765L..12B
 |idioma=inglés}}</ref> (Debido a la incertidumbre en el valor, esta edad para la estrella no entra en conflicto con la edad del Universo, determinada por el [[Planck (satélite)|satélite Planck]] como 13{{esd}}799 ± 0.021).<ref name="Bond-140283" /><ref name="Planck 2015">{{cita publicación
 |autor=Planck Collaboration
 |fecha=2015
 |título=Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (Ver Tabla 4 en página 31 del pfd).
 |arxiv=1502.01589
 |bibcode = 2016A&A...594A..13P
 |doi=10.1051/0004-6361/201525830
 |volumen=594
 |publicación=Astronomy & Astrophysics
 |páginas=A13
 |idioma=inglés}}</ref>

Cuanto más masiva es la estrella, más corta es su vida, principalmente porque las estrellas masivas tienen una mayor presión sobre sus núcleos, lo que hace que quemen el hidrógeno más rápidamente. Las estrellas más masivas duran un promedio de unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de masa mínima (enanas rojas) queman su combustible muy lentamente y pueden durar de decenas a cientos de miles de millones de años.<ref>{{cita web
 | apellido1=Naftilan | nombre1=S. A. | apellido2=Stetson | nombre2=P. B.
 | fecha=13 de julio de 2006
 | url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-do-scientists-determi
 | título=How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?
 | editorial=Scientific American
 | fechaacceso=11 de mayo de 2007|idioma=inglés}}</ref><ref>{{cita publicación
 | apellido1=Laughlin | nombre1=G. | apellido2=Bodenheimer | nombre2=P.
 | apellido3=Adams | nombre3=F. C.
 | título=The End of the Main Sequence
 | publicación=The Astrophysical Journal
 | fecha=1997 | volumen=482 | issue=1 | páginas=420-432
 | bibcode=1997ApJ...482..420L | doi= 10.1086/304125|idioma=inglés}}</ref>

=== Composición química ===
{{Véase también|Metalicidad}}
Cuando se forman estrellas en la actual galaxia de la Vía Láctea, están compuestas por un 71{{esd}}% de hidrógeno y un 27{{esd}}% de helio,<ref>{{cita libro
 | nombre=Judith A. | apellido=Irwin | año=2007
 | título=Astrophysics: Decoding the Cosmos
 | url=https://archive.org/details/astrophysicsdeco00irwi | editorial=John Wiley and Sons | isbn=0-470-01306-0
 | página=[https://archive.org/details/astrophysicsdeco00irwi/page/n107 78]|idioma=inglés}}</ref> medido en masa, con una pequeña fracción de elementos más pesados. Típicamente, la porción de elementos pesados se mide en términos del contenido de hierro de la atmósfera estelar, ya que el hierro es un elemento común y sus líneas de absorción son relativamente fáciles de medir. La porción de elementos más pesados puede ser un indicador de la probabilidad de que la estrella tenga un sistema planetario.<ref>{{cita publicación | apellido1=Fischer | nombre1=D. A.
 | apellido2=Valenti | nombre2=J. | título=The Planet-Metallicity Correlation
 | publicación=The Astrophysical Journal | fecha=2005 | volumen=622 | issue=2
 | páginas=1102-1117 | bibcode=2005ApJ...622.1102F | doi= 10.1086/428383|idioma=inglés}}</ref>

La estrella con el contenido de hierro más bajo jamás medido es la enana HE1327-2326, con solo 1{{esd}}/{{esd}}200{{esd}}000º del contenido de hierro del Sol.<ref>{{cita web
 | fecha=17 de abril de 2005 | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm | título=Signatures Of The First Stars
 | editorial=ScienceDaily | fechaacceso=10 de octubre de 2006|idioma=inglés}}</ref> Por el contrario, la estrella rica en el super-metal [[Rasalas|&mu; Leonis]] tiene casi el doble de abundancia de hierro que el Sol, mientras que la estrella planetaria [[14 Herculis]] tiene casi el triple del hierro.<ref>{{cita publicación
 | apellido=Feltzing | nombre=S. | apellido2=Gonzalez | nombre2=G.
 | título=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates
 | publicación=Astronomy & Astrophysics
 | fecha=2000 | volumen=367 | issue=1 | páginas=253-265
 | bibcode=2001A&A...367..253F
 | doi=10.1051/0004-6361:20000477|idioma=inglés}}</ref> 

También existen [[estrella peculiar|estrellas químicamente peculiares]] que muestran abundancias inusuales de ciertos elementos en su espectro, especialmente [[cromo]] y [[tierras raras]].<ref>{{cita libro
 | nombre=David F. | apellido=Gray | fecha=1992
 | título=The Observation and Analysis of Stellar Photospheres | páginas=413-414
 | editorial=Cambridge University Press
 | isbn=0-521-40868-7
 | idioma=inglés}}</ref> Las estrellas con atmósferas exteriores más frías, incluido el Sol, pueden formar varias moléculas diatómicas y poliatómicas.<ref>{{Obra citada
 | nombre1=Uffe G. | apellido1=Jørgensen
 | título=Molecules in Astrophysics: Probes and Processes
 | capítulo=Cool Star Models | volume=178
 | series=International Astronomical Union Symposia. Molecules in Astrophysics: Probes and Processes
 | nombre-editor=Ewine F. | apellido-editor=van Dishoeck 
 | editorial=Springer Science & Business Media
 | año=1997 | isbn=079234538X | page=446
 | url=https://books.google.com/books?id=VW50otz5v8sC&pg=PA446
 | idioma=inglés
}}</ref>

=== Diámetro ===
[[Archivo:Comparison of planets and stars (sheet by sheet) (Apr 2015 update).png|left|thumb|300x300px|Las estrellas varían ampliamente en tamaño. En cada imagen de la secuencia, el objeto más a la derecha aparece como el objeto más a la izquierda en el siguiente panel. La Tierra aparece a la derecha en el panel 1 y el Sol es el segundo en el panel 3 desde la derecha. En el panel 6, la estrella más a la derecha  es [[UY Scuti]], la [[Anexo:Estrellas más grandes conocidas|estrella más grande conocida]].]]
Debido a su gran distancia de la Tierra, todas las estrellas excepto el Sol aparecen a simple vista como puntos brillantes en el [[cielo nocturno]] que titilan debido al efecto de la [[atmósfera terrestre|atmósfera de la Tierra]]. El Sol es también una estrella, pero está lo suficientemente cerca de la Tierra como para aparecer como un disco y proporcionar la luz natural. Aparte del Sol, la estrella con el mayor tamaño aparente visible desde la Tierra es [[R Doradus]], con un [[diámetro angular]] de solo 0.057 [[Segundo de arco|segundos de arco]].<ref>{{cita noticia
 | título=The Biggest Star in the Sky | editorial=ESO
 | fecha=11 de marzo de 1997 | url=http://www.eso.org/public/news/eso9706/
 | fechaacceso=10 de julio de 2006
 | idioma=inglés}}</ref>

Los discos de la mayoría de las estrellas son demasiado pequeños en [[Diámetro angular|tamaño angular]] como para ser observados con los actuales telescopios ópticos terrestres, por lo que se requieren telescopios [[Interferometría|interferómetricos]] para obtener imágenes de estos objetos. Otra técnica para medir el tamaño angular de las estrellas es a través de la [[ocultación]]. Mediante la medición exacta de la caída del brillo de una estrella que va siendo ocultada por la [[Luna]] (o el aumento de brillo cuando reaparece), se puede calcular su diámetro angular.<ref>{{cita publicación
 | apellido1=Ragland | nombre1=S. | apellido2=Chandrasekhar | nombre2=T.
 | apellido3=Ashok | nombre3=N. M.
 | título=Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared
 | publicación=Journal of Astrophysics and Astronomy
 | fecha=1995 | volumen=16 | página=332
 | bibcode=1995JApAS..16..332R
 | idioma=inglés}}</ref>

El tamaño de las estrellas varía desde las [[Estrella de neutrones|estrellas de neutrones]], que tienen de 20 a 40{{esd}}km de diámetro, hasta las [[Supergigante|supergigantes]] como [[Betelgeuse]] en la [[constelación de Orión]], con un diámetro aproximadamente 1070 veces el del Sol —alrededor de 1{{esd}}490{{esd}}171{{esd}}880{{esd}}km (925{{esd}}949{{esd}}878{{esd}}mi)— aunque con una [[densidad]] mucho más baja que el Sol.<ref>{{cita web
 | apellido=Davis | nombre=Kate | fecha=1 de diciembre de 2000
 | url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml
 | título=Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis
 | editorial=AAVSO | fechaacceso=13 de agosto de 2006 | urlarchivo=https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml <!-- Bot retrieved archive --> | fechaarchivo=12 de julio de 2006|idioma=inglés}}</ref>

=== Cinemática ===
[[Archivo:Pleiades large.jpg|thumb|Las [[Pléyades (astronomía)|Pléyades]], un [[cúmulo abierto]] de estrellas en la [[constelación]] de [[Tauro (constelación)|Tauro]]. Estas estrellas comparten un movimiento común a través del espacio.<ref>{{cita publicación
 | apellido=Loktin | nombre=A. V.
 | título=Kinematics of stars in the Pleiades open cluster
 | publicación=Astronomy Reports | volumen=50 | issue=9
 | páginas=714-721 |fecha=Setiembre de 2006
 | doi=10.1134/S1063772906090058 | bibcode=2006ARep...50..714L
 | idioma=inglés}}</ref>]]

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

La velocidad radial se mide por el [[Efecto Doppler|desplazamiento Doppler]] de las líneas espectrales de la estrella y se da en unidades de km/[[Segundo|s]]. El movimiento propio de una estrella, su paralaje, está determinado por mediciones astrométricas precisas en unidades de mili-[[Minuto y segundo de arco|segundos de arco]] (''mas'', por sus siglas en inglés) por año. Conociendo el paralaje de la estrella y su distancia, se puede calcular la velocidad de movimiento propio. Junto con la velocidad radial se puede calcular la velocidad total. Es probable que las estrellas con altas tasas de movimiento propio estén relativamente cerca del Sol, lo que las convierte en buenas candidatas para las mediciones de paralaje.<ref>{{cita web | fecha=10 de setiembre de 1999 | url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=esa_msa | título=Hipparcos: High Proper Motion Stars | editorial=ESA | fechaacceso=10 de octubre de 2006 | idioma=inglés | urlarchivo=https://web.archive.org/web/20110609152125/http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=esa_msa | fechaarchivo=9 de junio de 2011 }}</ref>

Cuando se conocen ambas velocidades de movimiento, se puede calcular la velocidad espacial de la estrella en relación con el Sol o la galaxia. Entre las estrellas cercanas, se ha encontrado que por lo general las estrellas más jóvenes de la población I tienen velocidades más bajas que las estrellas más viejas de la población II.<ref>{{cita publicación
 | apellido= Johnson | nombre= Hugh M.
 | título=The Kinematics and Evolution of Population I Stars
 | publicación=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | fecha=1957 | volumen=69 | issue=406 | página=54
 | bibcode=1957PASP...69...54J
 | doi=10.1086/127012|idioma=inglés}}</ref> La comparación de la cinemática de las estrellas cercanas permitió a los astrónomos trazar su origen a puntos comunes en nubes moleculares gigantes, y se denominan [[Asociación estelar|asociaciones estelares]].<ref>{{cita publicación
 | apellido1=Elmegreen | nombre1=B. | apellido2=Efremov | nombre2=Y. N.
 | título=The Formation of Star Clusters
 | publicación=American Scientist
 | fecha=1999 | volumen=86 | issue=3 | página=264 | url=http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1
 | fechaacceso=23 de agosto de 2006 | doi=10.1511/1998.3.264 | archiveurl= https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 |fechaarchivo= 23 de marzo de 2005|bibcode= 1998AmSci..86..264E|idioma=inglés}}</ref>

=== Campo magnético ===

{{AP|Campo magnético estelar}}
[[Archivo:suaur.jpg|thumb|Campo magnético superficial de [[SU Aurigae|SU&nbsp;Aur]] (una estrella joven de [[Estrella T Tauri|tipo T Tauri]]), reconstruida por medio de [[imágenes Zeeman-Doppler]]]]

El [[campo magnético]] de una estrella se genera dentro de las regiones del interior donde ocurre la circulación [[Convección|convectiva]]. Este movimiento del plasma conductor funciona como una dinamo, donde el movimiento de las cargas eléctricas induce campos magnéticos, al igual que una [[Dinamo (generador eléctrico)|dinamo]] mecánica. Esos campos magnéticos tienen un gran alcance que se extiende a través y más allá de la estrella. La intensidad del campo magnético varía con la masa y composición de la estrella, y la cantidad de actividad superficial magnética depende de la velocidad de rotación de la estrella. Esta actividad superficial produce [[Mancha estelar|manchas estelares]], que son regiones de campos magnéticos fuertes con temperaturas superficiales inferiores a las normales. Los [[bucles coronales]] arquean las líneas de flujo del campo magnético que se elevan de la superficie de una estrella a la atmósfera exterior de la misma, su corona. Los bucles coronales se pueden ver debido al plasma que conducen por toda su longitud. Las [[Fulguración solar|erupciones estelares]] son explosiones de partículas de alta energía que se emiten debido a la misma actividad magnética.<ref>{{cita web
 | apellido=Brainerd | nombre=Jerome James
 | fecha=6 de julio de 2005 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html
 | título=X-rays from Stellar Coronas
 | editorial=The Astrophysics Spectator
 | fechaacceso= 21 de junio de 2007|idioma=inglés}}</ref>

Las estrellas jóvenes que giran rápidamente tienden a tener altos niveles de actividad superficial debido a su campo magnético. El campo magnético puede actuar sobre el viento estelar de una estrella, funcionando como un freno que disminuye gradualmente y con el tiempo la velocidad de rotación. Así, las estrellas más viejas como el Sol tienen una velocidad de rotación mucho más lenta y un nivel más bajo de actividad superficial. Los niveles de actividad de las estrellas que giran lentamente tienden a variar de una manera cíclica y pueden interrumpirse por completo por periodos de tiempo.<ref>{{cita web
 | apellido= Berdyugina | nombre= Svetlana V. | fecha=2005
 | url =http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/
 | título =Starspots: A Key to the Stellar Dynamo
 | editorial =Living Reviews
 | fechaacceso= 21 de junio de 2007|idioma=inglés}}</ref> Por ejemplo, durante el [[Mínimo de Maunder]], el Sol sufrió un período de 70 años sin casi ninguna actividad de manchas solares.

=== Masa ===
{{AP|Masa estelar}}
Una de las estrellas más masivas conocidas es [[Eta Carinae]],<ref>{{cita publicación 
 |nombre= Nathan 
 |apellido= Smith 
 |fecha= 1998 
 |url= http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html 
 |título= The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender 
 |editorial= Astronomical Society of the Pacific 
 |publicación= Mercury Magazine 
 |volumen= 27 
 |página= 20 
 |fechaacceso= 13 de agosto de 2006 
 |idioma= inglés 
 |fechaarchivo= 27 de septiembre de 2006 
 |urlarchivo= https://web.archive.org/web/20060927091554/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html 
 |deadurl= yes 
 }}</ref> que, con 100-150 veces más masa que el Sol, tendrá una vida de solo varios millones de años. Los estudios de los [[Cúmulo abierto|cúmulos abiertos]] más masivos sugieren 150{{esd}}M<sub>☉</sub> como límite superior para las estrellas en la era actual del universo.<ref name= "weidner">{{cita publicación 
 |título= Evidence for a fundamental stellar upper mass limit from clustered star formation 
 |url= http://mnras.oxfordjournals.org/content/348/1/187.full.pdf 
 |publicación= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 
 |fecha= 11 de febrero de 2004 |issn= 0035-8711 |páginas= 187-191 |volumen= 348 |issue= 1 
 |doi= 10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x 
 |nombre= C. |apellido= Weidner |nombre2= P. |apellido2= Kroupa 
 |formato= PDF |bibcode=2004MNRAS.348..187W|arxiv = astro-ph/0310860|idioma=inglés}}</ref> Esto representa un valor empírico para el límite teórico sobre la masa de estrellas en formación debido a la creciente presión de radiación sobre la nube de gas de acreción. Se han medido varias estrellas en el cúmulo [[R136]] en la [[Gran Nube de Magallanes]]  con masas más grandes,<ref name= "hainich">{{Cita publicación | doi = 10.1051/0004-6361/201322696| título = The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud| publicación = Astronomy & Astrophysics| volume = 565| páginas = A27| año = 2014| apellido1 = Hainich | nombre1 = R.| apellido2 = Rühling | nombre2 = U.| apellido3 = Todt | nombre3 = H.| apellido4 = Oskinova | nombre4 = L. M.| apellido5 = Liermann | nombre5 = A.| apellido6 = Gräfener | nombre6 = G.| apellido7 = Foellmi | nombre7 = C.| apellido8 = Schnurr | nombre8 = O.| apellido9 = Hamann | nombre9 = W. -R. | arxiv = 1401.5474
| bibcode = 2014A&A...565A..27H|idioma=inglés}}</ref>
pero se ha determinado que podrían haber sido creadas a través de la colisión y fusión de estrellas masivas en sistemas binarios cercanos, evitando el límite de 150{{esd}}M<sub>☉</sub> en la formación de estrellas masivas.<ref>{{Cita publicación |título= The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters |url= http://mnras.oxfordjournals.org/content/426/2/1416 |publicación= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |fecha= 21 de octubre de 2012 |issn= 0035-8711 |páginas= 1416-1426 |volumen= 426 |issue= 2 |doi= 10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x |nombre= Sambaran |apellido= Banerjee |nombre2= Pavel |apellido2= Kroupa |nombre3= Seungkyung |apellido3= Oh |bibcode=2012MNRAS.426.1416B|arxiv = 1208.0826 |idioma=inglés}}</ref>

[[Archivo:Ngc1999.jpg|thumb|La [[nebulosa de reflexión]] [[NGC 1999]] está brillantemente iluminada por V380 Orionis (centro), una estrella variable con aproximadamente 3.5&nbsp;veces la masa del Sol. El remiendo negro del cielo es un agujero enorme del espacio vacío y no de una nebulosa oscura como se pensaba previamente.]]
Las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang pudieron haber sido más grandes, hasta 300{{esd}}M<sub>☉</sub>,<ref>{{cita noticia
 | título=Ferreting Out The First Stars
 | editorial=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | fecha=12 de setiembre de 2005 | url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html
 | fechaacceso=5 de setiembre de 2006|idioma=inglés}}</ref> debido a la ausencia completa de elementos más pesados que el [[litio]] en su composición. Es probable que esta generación de estrellas [[Población estelar|supermasivas de la población III]] haya existido en el universo muy temprano (es decir, se observa que tienen un alto desplazamiento al rojo) y puede haber comenzado la producción de [[elemento químico|elementos químicos]] más pesados que el [[hidrógeno]] que son necesarios para la posterior formación de [[planeta]]s y [[vida]]. En junio de 2015, los astrónomos informaron de la evidencia de estrellas de la población III en la galaxia [[Cosmos Redshift 7]] en ''z{{esd}}''={{esd}}6.60.<ref name="AJ-20150604">{{cita publicación 
|apellido1=Sobral |nombre1=David |apellido2=Matthee |nombre2=Jorryt |apellido3=Darvish |nombre3=Behnam |apellido4=Schaerer |nombre4=Daniel |apellido5=Mobasher |nombre5=Bahram |apellido6=Röttgering |nombre6=Huub J. A. |apellido7=Santos |nombre7=Sérgio |apellido8=Hemmati |nombre8=Shoubaneh |título=Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation |fecha=4 de junio de 2015 |publicación=[[The Astrophysical Journal]] | doi = 10.1088/0004-637x/808/2/139|arxiv = 1504.01734 |bibcode = 2015ApJ...808..139S |volumen=808 |páginas=139|idioma=inglés}}</ref><ref name="NYT-20150617">{{cita noticia |apellido=Overbye |nombre=Dennis |enlaceautor=Dennis Overbye |título=Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos |url=https://www.nytimes.com/2015/06/18/science/space/astronomers-report-finding-earliest-stars-that-enriched-cosmos.html |fecha=17 de junio de 2015 |periódico=[[The New York Times]] |fechaacceso=17 de junio de 2015|idioma=inglés}}</ref>

Con una masa solo 80 veces mayor que la de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] (''M<sub>J</sub>''), [[2MASS J0523-1403]] es la estrella más pequeña conocida que experimenta fusión nuclear en su núcleo.<ref name=SIMBAD>{{cita web
 |título=2MASS J05233822-1403022
 |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Name=2MASS%20J05233822-1403022&Ident=%40788130&submit=submit
 |editorial=SIMBAD - [[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]]
 |fechaacceso=14 de diciembre de 2013|idioma=inglés}}</ref> Para las estrellas con metalicidad similar a la del Sol, la masa mínima teórica que la estrella puede tener y todavía sufrir fusión en el núcleo, se estima que es de unos 75&nbsp;''M<sub>J</sub>''.<ref>{{cita web
 | nombre=Alan | apellido=Boss | fecha=3 de abril de 2001
 | url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html
 | título=Are They Planets or What?
 | editorial=Carnegie Institution of Washington
 | fechaacceso=8 de junio de 2006
 | urlarchivo=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html <!-- Bot retrieved archive --> 
 | fechaarchivo=28 de setiembre de 2006}}</ref><ref name="minimum">{{cita web
 |apellido     = Shiga
 |nombre       = David
 |fecha        = 17 de agosto de 2006
 |url          = http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html
 |urlarchivo   = https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html
 |fechaarchivo = 14 de noviembre de 2006
 |título      = Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed
 |publicación    = New Scientist
 |fechaacceso  = 23 de setiembre de 2006
 |idioma       = inglés
}}</ref> Sin embargo, cuando la metalicidad es muy baja, el tamaño mínimo de las estrellas parece ser alrededor del 8.3{{esd}}% de la masa solar, o alrededor de 87&nbsp;''M<sub>J</sub>''.<ref name="minimum" /><ref>{{cita noticia
 | título=Hubble glimpses faintest stars
 | editorial=BBC | fecha=18 de agosto de 2006
 | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm
 | fechaacceso=22 de agosto de 2006
 | nombre=Elli
 | apellido=Leadbeater|idioma=inglés}}</ref> Los cuerpos más pequeños llamados [[enanas marrones]], ocupan un área gris mal definida entre las estrellas y los [[Gigante gaseoso|gigantes gaseosos]].

La combinación del radio y la masa de una estrella determina su gravedad superficial. Las estrellas gigantes tienen una gravedad superficial mucho menor que las estrellas de la secuencia principal, mientras que lo contrario es el caso de las estrellas degeneradas y compactas como las enanas blancas. La gravedad superficial puede influir en la aparición del espectro de una estrella, con mayor gravedad causando un ensanchamiento de las [[Línea de absorción|líneas de absorción]].<ref name="new cosmos" />

=== Rotación ===
{{AP|Rotación estelar}}
La velocidad de rotación de las estrellas se puede determinar a través de la [[espectroscopía|medición espectroscópica]], o más exactamente mediante el seguimiento de sus [[mancha estelar|manchas estelares]]. Las estrellas jóvenes pueden tener una rotación de más de 100&nbsp;km/s en el ecuador. Por ejemplo, la estrella de la clase B [[Achernar]] tiene una velocidad ecuatorial de unos 225{{esd}}km/s o más, lo que hace que su ecuador sobresalga hacia fuera y le da un diámetro ecuatorial que es más del 50{{esd}}% mayor que entre los polos. Esta velocidad de rotación está justo por debajo de la velocidad crítica de 300{{esd}}km/s, velocidad a la que la estrella se rompería.<ref>{{cita noticia
 | título=Flattest Star Ever Seen | editorial=ESO
 | fecha=11 de junio de 2003 | url=http://www.eso.org/public/news/eso0316/
 | fechaacceso=3 de octubre de 2006|idioma=inglés}}</ref> Por el contrario, el Sol gira una vez cada 25-35 días, dependiendo de la latitud, con una velocidad ecuatorial de 1994{{esd}}km/s. El campo magnético de una [[secuencia principal|estrella de secuencia principal]] y el viento estelar sirven para ralentizar su rotación en una cantidad significativa a medida que evoluciona en la secuencia principal.<ref>{{cita web
 | apellido=Fitzpatrick | nombre=Richard
 | fecha=13 de febrero de 2006 | url=http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 | urlarchivo=https://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 | fechaarchivo=4 de enero de 2010
 | título=Introduction to Plasma Physics: A graduate course
 | editorial=The University of Texas at Austin
 | fechaacceso=4 de octubre de 2006|idioma=inglés}}</ref>

Las estrellas degeneradas se han contraído en una masa compacta, dando como resultado una velocidad de rotación rápida. Sin embargo, tienen tasas de rotación relativamente bajas en comparación con lo que cabría esperar por la conservación del momento angular: la tendencia de un cuerpo giratorio a compensar una contracción del tamaño aumentando su velocidad de giro. Una gran parte del momento angular de la estrella se disipa como resultado de la pérdida de masa mediante el viento estelar.<ref>{{cita publicación |apellido= Villata |nombre= Massimo |título= Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs |publicación= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |fecha= 1992 |volumen= 257 |issue= 3 |páginas= 450-454 |bibcode= 1992MNRAS.257..450V| doi = 10.1093/mnras/257.3.450 |idioma=inglés}}</ref> A pesar de esto, la velocidad de rotación de un púlsar puede ser muy rápida. Por ejemplo, el púlsar en el corazón de la nebulosa del Cangrejo gira 30 veces por segundo.<ref>{{cita noticia
 | título=A History of the Crab Nebula | publisher=ESO
 | fecha=30 de mayo de 1996 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/22/astrofile/
 | fechaacceso=3 de octubre de 2006|idioma=inglés}}</ref> La velocidad de rotación del púlsar disminuirá gradualmente debido a la emisión de radiación.

=== Temperatura ===
La temperatura superficial de una estrella de la secuencia principal está determinada por la velocidad de producción de energía de su núcleo y por su radio, y por lo general se calcula a partir del [[índice de color]] de la estrella.<ref name="astronomynotes">{{cita web
 |url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |título=Properties of Stars: Color and Temperature
 |fechaacceso=9 de octubre de 2007 |apellido=Strobel |nombre=Nick
 |fecha=20 de agosto de 2007 |obra=Astronomy Notes
 |editorial=Primis/McGraw-Hill, Inc.
 |urlarchivo=https://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |fechaarchivo=26 de junio de 2007|idioma=inglés}}</ref> La temperatura se da normalmente en términos de una [[temperatura efectiva]], que es la temperatura de un cuerpo negro idealizado que irradia su energía a la misma luminosidad por área de superficie que la estrella.<ref>{{cita web
 | nombre=Courtney | apellido=Seligman | obra=Self-published
 | url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm
 | título =Review of Heat Flow Inside Stars
 | fechaacceso= 5 de julio de 2007|idioma=inglés}}</ref> La temperatura en la región central de una estrella es de varios millones de [[kelvin]].<ref name="aps_mss">{{cite web
 | fecha= 16 de febrero de 2005 | url= http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html
 | título= Main Sequence Stars
 | editorial= The Astrophysics Spectator
 | fechaacceso= 10 de octubre de 2006|idioma=inglés}}</ref>

La temperatura estelar determinará la velocidad de ionización de diversos elementos, dando lugar a líneas de absorción características en el espectro. La temperatura superficial de una estrella, junto con su [[magnitud absoluta]] visual y las características de absorción, se utilizan para clasificar una estrella (véase clasificación abajo).<ref name="new cosmos" />

Las estrellas más grandes de la secuencia principal pueden tener temperaturas superficiales de 50{{esd}}000{{esd}}K. Las estrellas más pequeñas tales como el Sol tienen temperaturas superficiales de algunos miles de K. Los gigantes rojos tienen temperaturas superficiales relativamente bajas, de cerca de 3600{{esd}}K; pero también tienen una alta luminosidad debido a su gran superficie exterior.<ref name=zeilik>{{cita libro |apellido1=Zeilik |nombre1=Michael A. |apellido2=Gregory |first2=Stephan A. |título=Introductory Astronomy & Astrophysics |url=https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil |edición=4ta |fecha=1998|editorial=Saunders College Publishing |isbn=0-03-006228-4 |página=[https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil/page/321 321]|idioma=inglés}}</ref>

== Radiación ==
La energía producida por las estrellas, producto de la fusión nuclear, se irradia al espacio tanto como [[radiación electromagnética]] como [[Radiación corpuscular|radiación de partículas]]. Esta última, emitida por una estrella, se manifiesta como el viento estelar,<ref>{{cita noticia
 | apellido=Koppes | nombre=Steve
 | título=University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science
 | editorial=The University of Chicago News Office
 | fecha=20 de junio de 2003 | url=http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml
 | fechaacceso=15 de junio de 2012|idioma=inglés}}</ref> que fluye desde las capas externas en forma de [[Protón|protones]] cargados eléctricamente y [[partícula alfa|partículas alfa]] y [[Partícula beta|beta]]. Aunque casi sin masa, también existe un flujo constante de [[neutrino]]s que emanan del núcleo de la estrella.

La producción de energía en el núcleo es la razón por la cual las estrellas brillan tan intensamente: cada vez que dos o más núcleos atómicos se fusionan para formar un único núcleo atómico de un nuevo elemento más pesado, se liberan [[fotón|fotones]] de [[rayo gamma|rayos gamma]], producto de la fusión nuclear. Esta energía se convierte en otras formas de [[energía electromagnética]] de menor frecuencia, como la luz visible cuando alcanza las capas exteriores de la estrella.

El color de una estrella, determinado por la frecuencia más intensa de la luz visible, depende de la temperatura de las capas exteriores de la estrella, incluida su [[fotosfera]].<ref>{{cita web 
 | url= http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html 
 | título= The Colour of Stars 
 | publisher= Australian Telescope Outreach and Education 
 | fechaacceso= 13 de agosto de 2006 
 | idioma= inglés 
 | urlarchivo= https://www.webcitation.org/6630AbtJZ?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html 
 | fechaarchivo= 10 de marzo de 2012 
 }}</ref> Además de la luz visible, las estrellas también emiten formas de radiación electromagnética que son invisibles para el [[ojo humano]]. De hecho, la [[radiación electromagnética]] estelar abarca todo el [[espectro electromagnético]], desde las [[Longitud de onda|longitudes de onda]] más largas de las [[ondas de radio]] pasando por el infrarrojo, la luz visible y la [[Radiación ultravioleta|ultravioleta]], hasta las más cortas de los [[rayos X]] y los [[rayo gamma|rayos gamma]]. Desde el punto de vista de la energía total emitida por una estrella, no todos los componentes de la radiación electromagnética estelar son significativos, pero todas las frecuencias proporcionan una visión de la física de la estrella.

Usando el [[Espectroscopia astronómica|espectro estelar]], los astrónomos pueden también determinar la temperatura superficial, la [[gravedad superficial]], la metalicidad y la velocidad de [[Movimiento de rotación|rotación]] de una estrella. Si se encuentra la distancia de la estrella, tal como midiendo el paralaje, entonces se puede derivar la luminosidad de la estrella. La masa, el radio, la gravedad de la superficie y el período de rotación pueden estimarse a partir de modelos estelares. (La masa se puede calcular para las estrellas en [[sistema binario|sistemas binarios]] midiendo sus velocidades orbitales y las distancias. Se ha utilizado la [[microlente gravitacional]]  para medir la masa individual de una estrella.<ref>{{cita noticia
 | título=Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun
 | editorial=Hubble News Desk | fecha=15 de julio de 2004 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/24/text/
 | fechaacceso=24 de mayo de 2006|idioma=inglés}}</ref>) Con estos parámetros, los astrónomos también pueden estimar la edad de la estrella.<ref>{{cita publicación
 | apellido1=Garnett | nombre1=D. R. | apellido2=Kobulnicky | nombre2=H. A.
 | título=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
 | publicación=The Astrophysical Journal | fecha=2000
 | volumen=532
 | issue= 2 | páginas=1192-1196
 | doi= 10.1086/308617
 | bibcode=2000ApJ...532.1192G|arxiv= astro-ph/9912031|idioma=inglés}}</ref>

=== Luminosidad ===
La luminosidad de una estrella es la cantidad de luz y otras formas de [[energía radiante]] irradiada por unidad de tiempo. Cuenta con unidades de [[Potencia (física)|potencia]]. La luminosidad de una estrella está determinada por su radio y temperatura superficial. Muchas estrellas no irradian uniformemente en toda su superficie. Por ejemplo, la estrella de rotación rápida [[Vega (estrella)|Vega]] tiene un [[flujo de energía]] más alto (potencia por unidad de área) en sus polos que a lo largo de su ecuador.<ref>{{cita noticia
 | autor=Staff | fecha=10 de enero de 2006
 | título=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator
 | editorial=National Optical Astronomy Observatory
 | url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
 | fechaacceso=18 de noviembre de 2007
 | idioma=inglés}}</ref>

Las manchas superficiales de una estrella con temperatura más baja y luminosidad que el promedio se conocen como [[mancha solar|manchas estelares]]. Por lo general, las estrellas pequeñas y ''enanas'', como nuestro Sol, tienen manchas esencialmente sin rasgos con solo pequeñas manchas. Por el contrario, las estrellas ''gigantes'' presentan manchas estelares mucho más grandes y más evidentes,<ref name=
 "Michelson Starspots">{{cita publicación 
 |apellido1=Michelson |nombre1=A. A. |apellido2=Pease |nombre2=F. G. 
 |título=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo |publicación=Living Reviews in Solar Physics 
 |editorial=Max Planck Society |fecha=2005 
 |url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/|idioma=inglés}}</ref> y también exhiben una fuerte oscurecimiento del limbo estelar. Es decir, el brillo disminuye hacia el borde del disco estelar.<ref>{{cita publicación 
 |apellido1=Manduca |nombre1=A. |apellido2=Bell |nombre2=R. A. |apellido3=Gustafsson |nombre3=B. 
 |título=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres 
 |publicación=Astronomy and Astrophysics |fecha=1977 |volumen=61 |issue=6 |páginas=809-813 
 |bibcode=1977A&A....61..809M|idioma=inglés}}</ref> Las [[Estrella fulgurante|estrellas fulgurantes]] enanas rojas tales como [[Luyten 726-8|UV Ceti]] pueden también poseer prominentes manchas características.<ref>{{cita publicación |apellido1=Chugainov |nombre1=P. F. 
 |título=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars 
 |publicación=Information Bulletin on Variable Stars |fecha=1971 |volumen=520 |páginas=1-3 |bibcode=1971IBVS..520....1C|idioma=inglés}}</ref>

=== Magnitud ===
{{AP|Magnitud aparente|Magnitud absoluta}}
El [[Luminosidad|brillo]] aparente de una estrella se expresa en términos de su [[magnitud aparente]]. Es una función de la luminosidad de la estrella, su distancia de la Tierra, y la alteración de la luz de la estrella mientras que pasa a través de la atmósfera de la Tierra. La magnitud intrínseca o absoluta está directamente relacionada con la luminosidad de la estrella, y es la magnitud aparente de una estrella si la distancia entre la Tierra y la estrella fuera de 10 parsecs (32.6 años luz).

{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ Número de estrellas más brillantes por magnitud
!Aparente<br />magnitud
!Número&nbsp;<br />de&nbsp;estrellas<ref>{{cita web |url= http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html |urlarchivo= https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html |fechaarchivo= 6 de febrero de 2008 |título= Magnitude |editorial= National Solar Observatory—Sacramento Peak |fechaacceso= 23 de agosto de 2006|idioma=inglés}}</ref>
|- style="text-align: center;"
||0
||4
|- style="text-align: center;"
||1
||15
|- style="text-align: center;"
||2
||48
|- style="text-align: center;"
||3
||171
|- style="text-align: center;"
||4
||513
|- style="text-align: center;"
||5
||1602
|- style="text-align: center;"
||6
||4800
|- style="text-align: center;"
||7
||14&nbsp;000
|}

Tanto las escalas de magnitud aparente como absoluta son [[Escala logarítmica|unidades logarítmicas]]: una diferencia de número entero en magnitud es igual a una variación de brillo de aproximadamente 2.5 veces<ref name="luminosity">{{cita web|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html |título=Luminosidad de estrellas |editorial=Australian Telescope Outreach and Education |fechaacceso=13 de agosto de 2006 |urlarchivo=https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html |fechaarchivo=9 de agosto de 2014|df= |idioma=inglés}}</ref> (la raíz quinta de 100 o aproximadamente 2.512). Esto significa que una estrella de [[primera magnitud]] (+1.00) es aproximadamente 2.5 veces más brillante que una estrella de [[estrella de segunda magnitud|segunda magnitud]] (+2.00), y unas 100 veces más brillante que una [[estrella de sexta magnitud]] (+6.00). Las estrellas más débiles visibles a simple vista bajo condiciones visuales idóneas son de magnitud +6.

En las escalas tanto de magnitud aparente como absoluta, cuanto menor es el número de magnitud, más brillante es la estrella; por el contrario, cuanto mayor sea el número de magnitud, más débil será la estrella. Las estrellas más brillantes, en cualquier escala, tienen números de magnitudes negativas. La variación de brillo (Δ''L'') entre dos estrellas se calcula restando el número de magnitud de la estrella más brillante (''m''<sub>b</sub>) del número de magnitud de la estrella más débil (''m''<sub>f</sub>), utilizando la diferencia como exponente para el número de base 2.512; es decir:

:<math> \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
:<math>2.512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math>

En relación con la luminosidad y la distancia de la Tierra, la magnitud absoluta de una estrella (''M'') y la magnitud aparente (''m'') no son equivalentes;<ref name="luminosity" /> Por ejemplo, la estrella brillante [[Sirio]] tiene una magnitud aparente de –1.44, pero tiene una magnitud absoluta de +1.41.

El Sol tiene una magnitud aparente de —26.7, pero su magnitud absoluta es solo +4.83. Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno vista desde la Tierra, es aproximadamente 23 veces más luminosa que el Sol, mientras que [[Canopus (estrella)|Canopus]], la segunda estrella más brillante del cielo nocturno con una magnitud absoluta de –5.53, es aproximadamente 14{{esd}}000 veces más luminosa que el Sol. Sin embargo, aunque Canopus es mucho más luminosa que Sirio, esta aparece más brillante que Canopus. Esto se debe a que Sirio está a solo 8.6 años luz de la Tierra, mientras que Canopus está mucho más lejos, a una distancia de 310 años luz.

A partir de 2006 la estrella con la magnitud absoluta más alta conocida es [[LBV 1806-20]], con una magnitud de –14.2. Esta estrella es al menos 5{{esd}}000{{esd}}000 de veces más luminosa que el Sol.<ref>{{cita web
 | apellido1=Hoover | nombre1=Aaron | fecha =15 de enero de 2004
 | url=http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
 | urlarchivo=https://web.archive.org/web/20070807035239/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
 | fechaarchivo=7 de agosto de 2007
 | título=Star may be biggest, brightest yet observed
 | editorial=HubbleSite | fechaacceso=8 de junio de 2006|idioma=inglés}}</ref> Las estrellas menos luminosas que se conocen a 2017 se encuentran en el cúmulo [[NGC 6397]]. Las enanas rojas más débiles en el cúmulo eran de magnitud 26, mientras que también fue descubierta una enana blanca de magnitud 28. Estas estrellas débiles son tan oscuras que su luz sería tan poco brillante como una vela de cumpleaños en la Luna vista desde la Tierra.<ref>{{cita web
 | fecha=17 de agosto de 2006 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/
 | título=Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397
 | editorial=HubbleSite | fechaacceso=8 de junio de 2006|idioma=inglés}}</ref>

== Clasificación ==
{{AP|Clasificación estelar}}
[[Archivo:Morgan-Keenan spectral classification.svg|320px|left|thumb|Clasificación de las estrellas según la clasificación de [[Morgan Keenan]].]]
{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 1em;"
!Clasificación !! Color !! Temperatura (°C) !! Ejemplo
|-style="background: {{Color-estrella|O}}"
| &nbsp; W-O || ''Azul'' || 100000 || ''[[Estrella de Wolf-Rayet|Wolf Rayet]]''
|-style="background: {{Color-estrella|B}}"
| &nbsp; B || ''Blanco azulado'' || 25 000 || ''[[Espiga (estrella)|Spica]]''
|-style="background: {{Color-estrella|A}}"
| &nbsp; A || ''Blanco'' || 11 500 || ''[[Sirio]]''
|-style="background: {{Color-estrella|F}}"
| &nbsp; F || ''Blanco amarillento'' || 7500 || ''[[Canopus (estrella)|Canopus]]''
|-style="background: {{Color-estrella|G}}"
| &nbsp; G || ''Amarillo'' || 6000 || ''[[Sol]]''
|-style="background: {{Color-estrella|K}}"
| &nbsp; K || ''Anaranjado amarillento'' || 4700 || ''[[Arturo (estrella)|Arturo]]''
|-style="background: {{Color-estrella|M}}"
| &nbsp; M || ''Anaranjado'' || 3000 || ''[[Antares]]''
|-style="background: {{Color-estrella|R}}"
| &nbsp; R || ''Anaranjado rojizo'' || 2600 || ''[[CW Leonis]]''
|-style="background: {{Color-estrella|N}}"
| &nbsp; N || ''Rojo naranja'' || 2000 || ''[[Betelgeuse]]''
|-style="background: {{Color-estrella|S}}"
| &nbsp; S || ''Rojo'' || 1400 || ''[[Upsilon Andromedae|u Andromedae]]''
|-
|}

La primera clasificación estelar fue realizada por [[Hiparco de Nicea]] y preservada en la cultura occidental a través de [[Claudio Ptolomeo|Ptolomeo]], en una obra llamada ''[[Almagesto]]''. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la [[Tierra]]. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles a simple vista, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.

El sistema de clasificación estelar actual se originó a principios del {{siglo|XX||s}}, cuando las estrellas fueron clasificadas de la ''A'' hasta la ''Q'' con base en la fuerza de la [[línea de hidrógeno]].<ref>{{cita publicación
 | apellido=Fowler | nombre=A.
 | título=The Draper Catalogue of Stellar Spectra
 | publicación=Nature
 | fecha=Febrero de 1891 | volumen=45 | páginas=427-8 | doi= 10.1038/045427a0 |bibcode= 1892Natur..45..427F1|idioma=inglés}}</ref> Se pensó que la resistencia de la línea de hidrógeno era una simple función lineal de la temperatura. Si bien era más complicado, se fortalecía con el aumento de la temperatura, llegando a su máximo cerca de 9000{{esd}}K, y luego disminuyendo a mayores temperaturas. Cuando se reordenaron las clasificaciones basándose en la temperatura, se asemejó más al esquema moderno.<ref name=carlos>{{cita libro
 | nombre1=Carlos | apellido1=Jaschek | apellido2=Jaschek | nombre2=Mercedes
 | fecha=1990 | título=The Classification of Stars
 | editorial=Cambridge University Press | pages=31-48
 | isbn=0-521-38996-8
 | idioma=inglés}}</ref>

Además, las estrellas pueden clasificarse por los efectos de luminosidad que se encuentran en sus líneas espectrales, que corresponden a su tamaño espacial y están determinadas por su gravedad superficial. Estos van desde ''0'' ([[hipergigante]]s) a ''III'' ([[Estrella gigante|gigantes]]), a ''V'' (enanas de la secuencia principal); asimismo algunos autores agregan ''VII'' (enanas blancas). La mayoría de las estrellas pertenecen a la [[secuencia principal]], que está constituida por estrellas ordinarias que [[Nucleosíntesis estelar|queman hidrógeno]].

Estos se dividen a lo largo de una banda estrecha, diagonal cuando representa gráficamente en función de su magnitud y espectral absoluta tipo.<ref name="spectrum">{{cita web
 |nombre       = Alan M.
 |apellido     = MacRobert
 |url          = http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
 |título      = The Spectral Types of Stars
 |editorial    = Sky and Telescope
 |fechaacceso  = 19 de julio de 2006
 |idioma       = inglés
 |urlarchivo   = https://web.archive.org/web/20110728054228/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
 |fechaarchivo = 28 de julio de 2011
}}</ref>

El Sol es una enana amarilla del tipo G2V de secuencia principal de temperatura intermedia y tamaño ordinario.

Existe una nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas añadidas al final del tipo espectral, con el propósito de indicar características peculiares del espectro. Por ejemplo, una «''e''» puede indicar la presencia de líneas de emisión; «''m''» representa niveles inusualmente altos de metales, y «''var''» puede significar variaciones en el tipo espectral.<ref name="spectrum" />

Las estrellas enanas blancas tienen su propia clase que comienza con la letra ''D''. Esta se subdivide en las clases ''DA'', ''DB'', ''DC'', ''DO'', ''DZ'' y ''DQ'', dependiendo de los tipos de líneas prominentes que se encuentran en el espectro. A esto le sigue un valor numérico que indica la temperatura.<ref>{{cita web
 | url= http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 | urlarchivo= https://web.archive.org/web/20091008115925/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 | fechaarchivo= 8 de octubre de 2009
 | título= White Dwarf (wd) Stars
 | editorial= White Dwarf Research Corporation
 | fechaacceso= 19 de julio de 2006|idioma=inglés}}</ref>

=== Clases de luminosidad ===
{| align="right" class="wikitable" border="1"
! Clase !! Descripción
|-
| &nbsp; '''0''' || &nbsp; Hipergigantes &nbsp;
|-
| &nbsp; '''Ia''' || &nbsp; Supergigantes Luminosas &nbsp;
|-
| &nbsp; '''Ib''' || &nbsp; Supergigantes
|-
| &nbsp; '''II''' || &nbsp; Gigantes luminosas
|-
| &nbsp; '''III''' || &nbsp; Gigantes
|-
| &nbsp; '''IV''' || &nbsp; Sub-gigantes
|-
| &nbsp; '''V''' || &nbsp; Enanas (Sol)
|-
| &nbsp; '''VI''' || &nbsp; Sub-enanas
|-
| &nbsp; '''VII''' || &nbsp; Enanas blancas
|-
|}
La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica [[luminosidad]]es también 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.

Ambos sistemas de clasificación son complementarios.

Aproximadamente un 10&nbsp;% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70{{esd}}% son estrellas de tipo M, un 10{{esd}}% son estrellas de tipo K y un 4{{esd}}% son estrellas tipo G como el Sol. Tan solo un 1{{esd}}% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las [[estrella de Wolf-Rayet|estrellas de Wolf-Rayet]] son extremadamente infrecuentes. Las [[Enana marrón|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.

=== Clasificación gravitacional de estrellas ===
Las estrellas pueden clasificarse de acuerdo con cuatro criterios gravitacionales instaurados por la [[Unión Astronómica Internacional]] en 2006. Esta clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y comúnmente usada.

==== Clasificación por centro gravitacional estelar ====
El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un [[sistema estelar]]. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan ''estrellas sistémicas''. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan ''estrellas solitarias''.

==== Clasificación de estrellas sistémicas por posición ====
Las estrellas sistémicas (que forman parte de un sistema estelar) pueden ser a su vez de dos tipos. Las ''estrellas centrales'' son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan ''estrellas satélites''.

==== Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional ====
Esta clasificación de las estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo con si se encuentran o no unidas a otras estrellas y, además, esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir, ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.

Las ''estrellas cumulares'' son aquellas que forman [[Cúmulo estelar|cúmulos estelares]]. Si el cúmulo es [[Cúmulo globular|globular]], las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es [[Cúmulo abierto|abierto]], las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las ''estrellas independientes'' son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan estrellas o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.

==== Clasificación de estrellas por sistema planetario ====
Las estrellas que forman parte de un [[sistema planetario]] se denominan ''estrellas planetarias'', entendiéndose por sistema planetario al conjunto de la estrella o sistema estelar central y los distintos cuerpos celestes (planetas, asteroides, cometas) que orbitan a su alrededor. Por el contrario, se denomina ''estrellas únicas'' a las que no poseen otros cuerpos que las orbiten.

== Estrellas variables ==
{{AP|Estrella variable}}
[[Archivo:Mira 1997.jpg|thumb|La apariencia asimétrica de [[Mira (estrella)|Mira]], una estrella variable oscilante.]]

Las estrellas variables tienen cambios periódicos o aleatorios en la luminosidad debido a propiedades intrínsecas o extrínsecas. De las estrellas intrínsecamente variables, los tipos primarios pueden subdividirse en tres grupos principales.

Durante su evolución estelar, algunas estrellas pasan por fases donde pueden convertirse en variables pulsantes. Las [[Estrella variable pulsante|estrellas variables pulsantes]] varían en radio y luminosidad a lo largo del tiempo, expandiéndose y contrayéndose con períodos que van desde minutos a años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta categoría incluye a estrellas como las [[Variables cefeidas|variables Cefeidas]] y similares a las Cefeidas, y variables de largo período, como [[Estrella variable Mira|Mira]].<ref name="variables">{{cita web |url=http://www.aavso.org/types-variables |título=Types of Variable |fecha=11 de mayo de 2010 |editorial=AAVSO |fechaacceso=20 de agosto de 2010 |idioma=inglés |fechaarchivo=17 de octubre de 2018 |urlarchivo=https://web.archive.org/web/20181017170335/http://www.aavso.org/types-variables |deadurl=yes }}</ref>

Las [[Estrella variable eruptiva|variables eruptivas]] son estrellas que experimentan aumentos repentinos de luminosidad debido a erupciones o eventos de eyección de masa.<ref name="variables" /> Este grupo incluye [[Protoestrella|protoestrellas]], [[Estrella de Wolf-Rayet|estrellas de Wolf-Rayet]] y [[Estrella fulgurante|estrellas fulgurantes]], así como también [[Estrella gigante|estrellas gigantes]] y [[Supergigante|supergigantes]].

Las [[Estrella variable cataclísmica|estrellas variables cataclísmicas]] o explosivas son aquellas que experimentan un cambio dramático en sus propiedades. Este grupo incluye las [[nova]]s y las supernovas. Un sistema de estrellas binarias que incluya una enana blanca cercana puede producir ciertos tipos de estas espectaculares explosiones estelares, incluyendo la nova y una supernova tipo 1a.<ref name="iben" /> La explosión se crea cuando la enana blanca acumula el hidrógeno de la estrella compañera, adquiriendo masa hasta que el hidrógeno experimenta fusión.<ref>{{cita web
 | fecha =1 de noviembre de 2004 | url= http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html
 | título= Cataclysmic Variables
 | editorial= NASA Goddard Space Flight Center
 | fechaacceso= 8 de junio de 2006|idioma=inglés}}</ref> Algunas novas también son recurrentes, presentando brotes periódicos de amplitud moderada.<ref name="variables" />

Las estrellas también pueden variar en luminosidad debido a factores extrínsecos, tales como las [[Binaria eclipsante|binarias eclipsantes]], así como estrellas giratorias que producen manchas extremas.<ref name="variables" /> Un ejemplo notable de binaria eclipsante es [[Algol]], que regularmente varía en magnitud de 2.3 a 3.5 durante un período de 2.87 días.

== Estructura estelar ==
{{AP|Estructura estelar}}
[[Archivo:Star types.svg|left|thumb|Estructuras internas de las [[secuencia principal|estrellas de la secuencia principal]], zonas de convección con ciclos de flecha y zonas radiactivas con destellos rojos. A la izquierda una [[enana roja]] de ''baja masa'', en el centro una [[enana amarilla]] de ''tamaño medio'', y, a la derecha, una [[estrella de secuencia principal azul-blanca]] ''masiva''.]]

El interior de una estrella estable está en un estado de [[equilibrio hidrostático]]: las fuerzas sobre cualquier pequeño volumen se contrapesan casi exactamente entre sí. Las fuerzas equilibradas son la fuerza gravitacional hacia adentro y una fuerza hacia fuera debido al [[gradiente]] de presión dentro de la estrella. El [[Gradiente barométrico|gradiente de presión]] se establece mediante el gradiente de temperatura del plasma; la parte exterior de la estrella es más fría que el núcleo. La temperatura en el núcleo de una estrella de secuencia principal o estrella gigante es al menos del orden de 10<sup>7{{esd}}</sup>K. La temperatura y la presión resultantes en el núcleo de combustión de hidrógeno de una estrella de secuencia principal son suficientes para que se produzca la [[fusión nuclear]] y para que se produzca suficiente energía para evitar un colapso adicional de la estrella.<ref name="hansen">{{cita libro |apellido1=Hansen |nombre1=Carl J. |apellido2=Kawaler |nombre2=Steven D. |apellido3=Trimble |nombre3=Virginia |páginas=[https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446/page/n43 32]-33 |título=Stellar Interiors |url=https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446 |publisher=Springer |fecha=2004 |isbn=0-387-20089-4|idioma=inglés}}</ref><ref name="Schwarzschild">{{cita libro|apellido=Schwarzschild|nombre=Martin|título=Structure and Evolution of the Stars|fecha=1958|editorial=Princeton University Press|isbn=0-691-08044-5|idioma=inglés}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>

A medida que los núcleos atómicos se fusionan en el núcleo, emiten energía en forma de [[rayo gamma|rayos gamma]]. Estos fotones interactúan con el plasma circundante, agregando a la energía térmica en el núcleo. Las estrellas de la secuencia principal convierten el hidrógeno en helio, creando una proporción lenta pero constante de helio en el núcleo. Finalmente el contenido de helio se vuelve predominante, y cesa la producción de energía en el núcleo. En cambio, para las estrellas de más de 0.4{{esd}}''M''<sub>☉</sub>, la fusión se produce en una capa de expansión lenta alrededor del núcleo de helio [[Materia degenerada|degenerado]].<ref>{{cita web |url= http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html |título= Formation of the High Mass Elements |editorial= Smoot Group |fechaacceso= 11 de julio de 2006|idioma=inglés}}</ref>

Además del equilibrio hidrostático, el interior de una estrella estable también mantendrá un balance energético de [[equilibrio térmico]]. Hay un gradiente de temperatura radial a través del interior que da lugar a un flujo de la energía que fluye hacia el exterior. El flujo saliente de energía que deja cualquier capa dentro de la estrella coincidirá exactamente con el flujo entrante desde abajo.

La [[zona de radiación]] es la región del interior estelar donde el flujo de energía hacia el exterior depende de la transferencia radiante de calor, ya que la transferencia de calor conectiva es ineficiente en esa zona. En esta región el plasma no será perturbado, y cualquier movimiento de masa se extinguirá. Sin embargo, si este no es el caso, entonces el plasma se vuelve inestable y se produce la convección, formando una [[zona convectiva]] . Esto puede ocurrir, por ejemplo, en regiones donde se producen flujos de energía muy elevados, como cerca del núcleo o en áreas con alta [[opacidad]] (haciendo ineficiente la transferencia radiativa de calor) como en el envolvente exterior.<ref name="Schwarzschild" />

La ocurrencia de convección en la envoltura externa de una estrella de secuencia principal depende de la masa de la estrella. Las estrellas con varias veces la masa del Sol tienen una zona de convección profunda en el interior y una zona radiativa en las capas externas.<ref name="imagine">{{cita web |fecha= 1 de setiembre de 2006-09-01 |url= http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html |título= What is a Star? |editorial= NASA |fechaacceso= 11 de julio de 2006|idioma=inglés}}</ref> Las estrellas enanas rojas con menos de 0.4{{esd}}M<sub>☉</sub> son convectivas en todas partes, lo que previene la acumulación de un núcleo de helio.<ref name="late stages" /> Para la mayoría de las estrellas, las zonas convectivas también varían con el tiempo, a medida que se modifican la edad y la constitución de las estrellas.<ref name="Schwarzschild" />

[[Archivo:Sun parts big.jpg|thumb|Sección transversal del [[Sol]]]]
La [[fotosfera]] es la porción de una estrella que es visible para un observador. Esta es la capa en la que el plasma de la estrella se vuelve transparente a los fotones de luz. A partir de aquí, se libera la energía generada en el núcleo, para propagarse al espacio. Es dentro de la fotosfera donde aparecen [[Mancha solar|manchas solares]], regiones de temperatura inferior a la media. 

Por encima del nivel de la fotosfera está la [[atmósfera estelar]]. En una estrella de secuencia principal como el Sol, el nivel más bajo de la atmósfera, justo por encima de la fotosfera, es la región delgada de la [[cromosfera]], donde aparecen [[Espícula (física solar)|espículas]] y también donde comienzan las [[Fulguración solar|fulguraciones estelares]].

Por encima de ella está la región de transición, donde aumenta rápidamente la temperatura a una distancia de solo {{convertir|100|km|mi|0}}.  Más allá está la [[corona solar|corona]], un volumen de plasma sobrecalentado que puede extenderse hacia afuera hasta varios millones de kilómetros.<ref>{{Cita noticia
 | editorial= ESO | fecha= 1 de agosto de 2001
 | título= The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT
 | url= http://www.eso.org/public/news/eso0127/
 | fechaacceso= 10 de julio de 2006|idioma=inglés}}</ref> A pesar de su alta temperatura, la corona emite muy poca luz, debido a su baja densidad de gas. Normalmente, la región de la corona del Sol solo es visible durante un [[eclipse solar]].

Desde la corona, se expande un [[viento estelar]] de partículas de plasma hacia fuera desde la estrella, hasta que interactúa con el [[medio interestelar]]. Para el Sol, la influencia de su viento solar se extiende a lo largo de una región en forma de burbuja llamada [[heliosfera]].<ref>{{cita publicación | número-autores= 1
 | apellido1= Burlaga | nombre1= L. F. | apellido2= Ness | nombre2= N. F. | apellido3= Acuña | nombre3= M. H. | apellido4= Lepping | nombre4= R. P. | apellido5= Connerney | nombre5= J. E. P. | apellido6= Stone | nombre6= E. C. | apellido7= McDonald | nombre7= F. B.
 | título= Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields
 | publicación= Science | fecha= 2005 | volumen= 309
 | issue= 5743 | páginas= 2027-2029 | doi= 10.1126/science.1117542
 | pmid= 16179471 | bibcode= 2005Sci...309.2027B|idioma=inglés}}</ref>

== Rutas de reacción de fusión nuclear ==
{{AP|Nucleosíntesis estelar}}
{{Imagen múltiple|posición_tabla=derecha|dirección=vertical|foto1=Fusion in the Sun.svg|foto2=CNO Cycle.svg|ancho=200|texto1=Descripción general de la cadena protón-protón|texto2=El [[ciclo CNO|ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno]]}}
En los núcleos de las estrellas tienen lugar una variedad de reacciones de fusión nuclear que dependen de su masa y composición. Cuando se fusionan los núcleos, la masa del producto fusionado es menor que la masa de las partes originales. Esta masa perdida se convierte en energía electromagnética, de acuerdo con la relación de [[equivalencia entre masa y energía]] ''E{{esd}}''={{esd}}''m''&nbsp;''c''<sup>2</sup>.<ref name="sunshine" />

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

En el núcleo del Sol, con un núcleo de 10 millones de kelvin, el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la [[cadena protón-protón]]:<ref name= 
"síntesis">{{cita publicación |número-autores= 1 |apellido1= Wallerstein |nombre1= G. |apellido2= Iben Jr. 
 |nombre2= I. |apellido3= Parker |nombre3= P. |apellido4= Boesgaard |nombre4= A. M. |apellido5= Hale 
 |nombre5= G. M. |apellido6= Champagne |nombre6= A. E. |apellido7= Barnes |nombre7= C. A. |apellido8= KM-dppeler 
 |nombre8= F. |apellido9= Smith |first9= V. V. |apellido10= Hoffman |nombre10= R. D. |apellido11= Timmes 
 |nombre11= F. X. |apellido12= Sneden |nombre12= C. |apellido13= Boyd |nombre13= R. N. |apellido14= Meyer 
 |nombre14= B. S. |apellido15= Lambert |nombre15= D. L. 
 |título= Synthesis of the elements in stars: forty years of progress |publicación= Reviews of Modern Physics 
 |fecha= 1999 |volumen= 69 |issue= 4 |páginas= 995-1084 
 |url= http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf |formato= PDF |fechaacceso= 4 de agosto de 2006 
 |doi= 10.1103/RevModPhys.69.995 |bibcode= 1997RvMP...69..995W|idioma=inglés}}</ref>

:4[[protio|¹H]] → 2[[deuterio|²H]] + 2[[antielectrón|e<sup>+</sup>]] + 2[[neutrino|ν<sub>e</sub>]] (4.0 M[[electronvoltio|eV]] + 1.0 MeV)
:2[[positrón|e<sup>+</sup>]] + 2[[positrón|e]]<sup>−</sup> → 2[[protón|γ]] (2 x 1.0 MeV)
:2¹H + 2²H → 2[[Helio-3|³He]] + 2[[Rayos gamma|γ]] (5.5 MeV)
:2³He → [[Helio-4|<sup>4</sup>He]] + 2¹H (12.9 MeV)

Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:

:4¹H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26.7 MeV)

Donde e + es un [[positrón]], γ es un fotón de rayos gamma, νe es un [[neutrino]], y H y He son isótopos de hidrógeno y helio, respectivamente. La energía liberada por esta reacción está en millones de [[Electronvoltio|electronvoltios]], que en realidad solo es una pequeña cantidad de energía. Sin embargo, ocurren constantemente un número enorme de estas reacciones, produciendo toda la energía necesaria para sostener la salida de radiación de la estrella. En comparación, la combustión de dos moléculas de gas hidrógeno con una molécula de gas oxígeno solo libera 5.7{{esd}}eV.

{| class="wikitable" style="float: left; margin-right: 0.5em;"
|+ Mínima masa estelar requerida para la fusión
|-
!Elemento
![[Masa solar|Masas<br />solares]]
|-
| Hidrógeno ||style="text-align: center;"| 0.01
|-
| Helio ||style="text-align: center;"| 0.4
|-
| Carbono ||style="text-align: center;"| 5<ref>{{cita publicación
 | apellido1=Girardi | nombre1=L. | apellido2=Bressan | nombre2=A. | apellido3=Bertelli | nombre3=G. | apellido4=Chiosi | nombre4=C. | título=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: Form 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03
 | journal=Astronomy and Astrophysics Supplement
 | fecha=2000 | volumen=141
 | issue=3 | páginas=371-383
 | doi=10.1051/aas:2000126 |arxiv= astro-ph/9910164 |bibcode= 2000A&AS..141..371G|idioma=inglés}}</ref>
|-
| Neón ||style="text-align: center;"| 8
|}
En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones [[Catálisis|catalizadas]] por el [[carbono]], es el [[ciclo CNO]] o ciclo de Bethe.<ref name="síntesis" /> 

En estrellas cuyos núcleos se encuentran a 100 millones de K y cuyas masas van desde 0.5 a las 10{{esd}}''M''<sub>☉</sub>, el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono mediante del [[proceso triple-alfa]]:

:<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → <sup>8*</sup>Be
:<sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C
:<sup>12*</sup>C → [[Carbono-12|<sup>12</sup>C]] + γ + 7.4 MeV

La reacción global es:

:3<sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 7.2 MeV

En las estrellas masivas, los elementos más pesados y de [[proceso de combustión de oxígeno|combustión de oxígeno]]. La fase final del proceso de nucleosíntesis estelar es el [[proceso de combustión del silicio]] que da como resultado la producción del hierro isotópico estable-56, un proceso endotérmico que consume energía, por lo que solo se puede producir energía adicional a través del colapso gravitacional.<ref name="síntesis" />

El ejemplo siguiente muestra la cantidad de tiempo requerida para que una estrella de 20{{esd}}''M''<sub>☉</sub> consuma todo su combustible nuclear. Como estrella de la secuencia principal de clase O, sería 8 veces el radio solar y 62{{esd}}000 veces la luminosidad del Sol.<ref>{{cita publicación |apellido1= Woosley |nombre1= S. E. |apellido2= Heger |nombre2= A. |apellido3= Weaver |nombre3= T. A. |título= The evolution and explosion of massive stars |publicación= Reviews of Modern Physics |fecha= 2002 |volumen= 74 |issue= 4 |páginas= 1015-1071 |bibcode= 2002RvMP...74.1015W |doi= 10.1103/RevModPhys.74.1015|idioma=inglés}}</ref>{{--}}
{| class="wikitable" style="margin: 1em auto 1em auto;"
|-
!valign="bottom"| Material<br />combustible
!valign="bottom"| Temperatura<br />(millones de kelvin)
!valign="bottom"| Densidad<br />(kg/cm³)
!valign="bottom"| Duración de la combustión<br />(τ en años)
|- style="text-align:center;"
|| H
|| 37
|| 0.0045
|| 8.1 millones
|- style="text-align:center;"
|| He
|| 188
|| 0.97
|| 1.2 millones
|- style="text-align:center;"
|| C
|| 870
|| 170
|| 976
|- style="text-align:center;"
|| Ne
|| 1.570
|| 3.100
|| 0.6
|- style="text-align:center;"
|| O
|| 1980
|| 5.550
|| 1.25
|- style="text-align:center;"
|| S/Si
|| 3.340
|| 33.400
|| 0.0315<ref>11 días y 12 horas días equivalen a 0.0315 años.</ref>
|}

== Véase también ==
{{Portal|Astronomía}}
*[[Anexo:Estrellas]]
*[[Anexo:Estrellas más grandes conocidas]]
*[[Tiempo sidéreo]]
*''[[Campanita del lugar]]'' (Rimas infantiles)

== Referencias ==
{{Listaref|2}}

== Bibliografía ==
* Davies, Paul: ''El universo desbocado''. Salvat Editores, 1993. ISBN 84-345-8895-1.
* Ekrutt, Joachim: ''Estrellas y planetas''. Everest Pub, 1996 ISBN 84-241-2746-3.
* Murdin, Pavy y Lesley: ''Supernovas''. Promotora General de Estudios, 1989 ISBN 84-86505-22-4.
* WIDMANN, Walter y SCHÜTTE, Karl. ''Guía de las estrellas''. Barcelona: Ediciones Omega, 05/1989. ISBN 84-282-0843-3 e ISBN 978-84-282-0843-7.
* HERRMANN, Joachim. ''Estrellas''. Segunda edición. Colección «Guías de naturaleza Blume». Barcelona: Naturart, 04/1990. ISBN 84-87535-13-5 e ISBN 978-84-87535-13-0.
* [[Jayant Narlikar|NARLIKAR, Jayant]]. ''La estructura del universo''. Madrid, Alianza Universidad, 1987. ISBN 84-206-2485-3.

=== En inglés ===

*{{cita libro |apellido1= Cliff |nombre1= Pickover |enlaceautor= Cliff Pickover |fecha= 2001 |título= The Stars of Heaven |editorial= Oxford University Press |isbn= 0-19-514874-6 |url= https://archive.org/details/starsofheaven00pick }}
*{{cita libro |nombre1= John |apellido1= Gribbin |enlaceautor= John Gribbin |nombre2= Mary |apellido2= Gribbin |fecha= 2001 |título= Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection |url= https://archive.org/details/stardustsupernov0000john |editorial= [[Yale University Press]] |isbn= 0-300-09097-8|idioma=inglés}}
*{{cita libro |nombre= Stephen |apellido= Hawking |título= A Brief History of Time |url= https://archive.org/details/briefhistoryofti0000hawk |enlaceautor= Stephen Hawking |fecha= 1988 |editorial= Bantam Books |isbn= 0-553-17521-1|idioma=inglés}}

=== En alemán ===

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

== Enlaces externos ==
{{Commonscat|Stars|estrellas}}
{{Wikiquote|Estrella|estrellas}}
{{Wikcionario|estrella}}
{{RAE|estrella}}
{{traducido ref|en|Star|oldid=784947020|trad=total}}

{{control de autoridades}}
[[Categoría:Estrellas| ]]
[[Categoría:Astrofísica estelar]]