Una estrella (del latín: stella) es un esferoide luminoso de plasma que mantiene su forma debido a su propia gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol.1​ Otras estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la misma.2​ Históricamente, las estrellas más prominentes fueron agrupadas en constelaciones y asterismos, y las más brillantes fueron denominadas con nombres propios. Los astrónomos han recopilado un extenso catálogo, proporcionando a las estrellas 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 telescopios de gran potencia.

Durante al menos una parte de su vida, una estrella brilla debido a la fusión termonuclear del hidrógeno en helio en su núcleo, que libera energía la cual atraviesa el interior de la estrella y, después, se 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 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 espectro, respectivamente. La masa total de una estrella es el principal determinante de su evolución y destino final. Otras características de las estrellas, incluyendo 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 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 comienza con el 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.3​ 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,4​ 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.5​ Mientras tanto, el núcleo se convierte en un remanente estelar: una enana blanca, una estrella de neutrones, o (si es lo suficientemente masiva) un agujero negro.

Los sistema binarios y multiestelares constan de dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente entre sí, y por lo general se mueven en torno a otra en órbitas estables. Cuando dos estrellas poseen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitatoria puede tener un impacto significativo en su evolución.6​ Las estrellas unidas gravitacionalmente entre sí pueden formar parte de estructuras mucho más grandes, como cúmulos estelares o galaxias.

Observación histórica

Formación y evolución de las estrellas

Las estrellas se condensan en las regiones del espacio de mayor densidad, aunque esas regiones son menos densas que el interior de una cámara de vacío. Dichas regiones, conocidas como 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.57​ La mayoría de las estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de miles de estrellas.58​

Las estrellas masivas de estos grupos pueden iluminar poderosamente esas nubes, ionizar el hidrógeno y crear 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 el 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:59​

Estrellas de masa muy baja, con masas por debajo de 0,5 M☉, 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 gigantes rojas sino que dejan de fusionarse y pasan a ser enanas blancas de helio, enfriándose lentamente después de agotar su hidrógeno.60​ Sin embargo, como la vida de las estrellas 0.5 M☉ 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 M☉ y 1,8-2,5 M☉ 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 M☉ y 5-10 M☉, 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 M☉ (posiblemente tan baja como 5-6 M☉). Después de agotar el hidrógeno en el núcleo, estas estrellas se convierten en supergigantes y pasan a fusionar elementos más pesados que el helio. Terminan su vida cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas.

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La astrometría o astronomía de posición es la parte de la astronomía que se encarga de medir y estudiar la posición, paralajes y el movimiento propio de los astros. Es una disciplina muy antigua, tanto como la astronomía.

A pesar de que casi son sinónimos, normalmente se considera la astrometría como la parte experimental o técnica que permite medir la posición de los astros y los instrumentos que la hacen posible, mientras que la astronomía de posición usa la posición de los astros para elaborar un modelo de su movimiento o definir los conceptos que se usan. Sería pues la parte teórica. Se han englobado las dos partes en la misma categoría. Esta parte de la astronomía no está obsoleta, porque la teoría forma parte de los rudimentos de la ciencia, mientras que la práctica intenta medir cada vez con mayor precisión la posición de los astros usando medios modernos como el satélite Hipparcos o los sistemas de interferometría.

Puede dividirse en dos partes:

• La astrometría global que se ocupa de la catalogación de posiciones sobre grandes partes del cielo dando lugar a catálogos estelares y a un sistema de referencia de estrellas brillantes, donde las menos brillantes pueden situarse por interpolación. Los instrumentos típicos son el telescopio meridiano y el astrolabio. En la actualidad el uso de interferómetros ópticos mejora la precisión.
• La astrometría de campo pequeño, en la que las posiciones relativas eran medidas en el campo observable por medio de placas fotográficas y actualmente en imágenes CCD. La astrometría de campo pequeño usa como marco de referencia los catálogos generados por la astrometría global para calcular los coeficientes de transformación necesarios que permiten el cambio entre coordenadas de imagen (píxeles XY) y coordenadas reales (ecuatoriales). Gracias a las funciones de transformación generadas se pueden identificar objetos y calcular sus posiciones dentro de las imágenes de pequeño campo.

Las observaciones hechas a través de la atmósfera tienen el problema de la inestabilidad de la luz recibida. Para evitarla, se inventó la óptica adaptativa, que permite evitar gran parte de la imprecisión que aporta la refracción atmosférica. Para subsanar este problema, se lanzó en 1989 el satélite Hipparcos, que elaboró un catálogo estelar con una precisión desconocida hasta entonces.

La historia de la astrometría está vinculada a la historia de los catálogos de estrellas, que daban a los astrónomos puntos de referencia de los objetos en el cielo para poder seguir sus movimientos. Esto puede remontarse a Hiparco de Nicea, que alrededor del año 190 a.C. utilizó el catálogo de sus predecesores Timocares de Alejandría y Aristilo para descubrir la precesión de la Tierra. Al hacerlo, también desarrolló la escala de brillo todavía en uso hoy en día.1​ Hiparco compiló un catálogo con al menos 850 estrellas y sus posiciones. Su sucesor, Claudio Ptolomeo,2​ incluyó un catálogo de 1.022 estrellas en su obra Almagesto, dando su ubicación, coordenadas y brillo.3​

En el siglo X, Abd Al-Rahman Al Sufi realizó observaciones sobre las estrellas y describió sus posiciones, magnitudes y clasificación estelar, y dio dibujos para cada constelación, en su Libro de las estrellas fijas. Ibn Yunus observó más de 10 000 entradas para la posición del Sol durante muchos años utilizando un gran astrolabio, con un diámetro de casi 1,4 metros. Sus observaciones sobre eclipses todavía se usaban siglos después en las investigaciones de Simon Newcomb sobre el movimiento de la Luna, mientras que sus otras observaciones inspiraron la "Oblidad de la Eclíptica" de Pierre-Simon Laplace y las "Desigualdades de Júpiter y Saturno".4​ En el siglo XV, el astrónomo Ulugh Beg compiló las Tablas sultanianas, en las que catalogó 1019 estrellas. Al igual que los catálogos anteriores de Hiparco y Ptolomeo, se estima que el catálogo de Ulugh Beg tenía una precisión de unos 20 minutos de arco.5​

En el siglo XVI, Tycho Brahe utilizó instrumentos mejorados, incluidos grandes instrumentos murales, para medir las posiciones de las estrellas con mayor exactitud que anteriormente, con una precisión de 15-35 segundos de arco.6​ Taqi al-Din midió la ascensión recta de las estrellas desde su observatorio de Estambul, utilizando el "reloj de observación" que había inventado.7​ Cuando los telescopios se hicieron comunes, los círculos graduados facilitaron las mediciones

James Bradley intentó por primera vez medir paralajes estelares en 1729. El movimiento estelar resultó demasiado insignificante para su telescopio, pero en su lugar descubrió el fenómeno de la aberración de la luz y la nutación del eje de la Tierra. Su catálogo de 3222 estrellas fue refinado en 1807 por Friedrich Bessel, el padre de la astrometría moderna. Bessel fue quien realizó la primera medición del paralaje estelar: 0.3 segundos de arco para la estrella binaria 61 Cygni.

Al ser muy difícil de medir, solo se habían obtenido alrededor de 60 paralajes estelares a fines del siglo XIX, principalmente mediante el uso del micrómetro filar. Los astrógrafos que usan placas fotográficas aceleraron el proceso a principios del siglo XX. Las máquinas automáticas de medición de placas8​ y la tecnología informática más sofisticada de la década de 1960 permitieron una compilación más eficiente de los catálogo de estrellas. En la década de 1980, los sensores digitales (CCD) reemplazaron a las placas fotográficas y redujeron las incertidumbres ópticas a un mili segundo de arco. Esta tecnología hizo que la astrometría sea menos costosa, abriendo el campo al público aficionado.

En 1989, el satélite Hipparcos de la Agencia Espacial Europea llevó la astrometría a la órbita terrestre, donde podría verse menos afectada por las fuerzas mecánicas de la Tierra y las distorsiones ópticas de su atmósfera. Operando desde 1989 a 1993, Hipparcos midió ángulos grandes y pequeños en el cielo con mucha mayor precisión que cualquier otro telescopio óptico anterior. Durante su trabajo de 4 años, las posiciones, paralajes y movimiento propio de 118.218 estrellas se determinaron con un grado de precisión sin precedentes. Un nuevo "Catálogo de Tycho" reunió una base de datos de 1.058.332 estrellas con una precisión de entre 20 y 30 milisegundos de arco. Se compilaron catálogos adicionales para las 23.882 estrellas dobles/múltiples y 11.597 estrellas variables también analizadas durante la misión Hipparcos.9​

Hoy en día, el catálogo más utilizado es el USNO-B1.0, un catálogo de todo el cielo que rastrea los movimientos, posiciones, magnitudes y otras características adecuadas para más de mil millones de objetos estelares. Durante los últimos 50 años, se utilizaron 7435 placas de cámara de Schmidt para completar varios estudios sobre el cielo que hacen que los datos en USNO-B1.0 tengan una precisión de 0.2 segundos de arco.

• Identificar objetos dentro de imágenes.
• Sincronización y mantenimiento del tiempo universal, el cual se obtiene de sincronizar relojes atómicos con el movimiento de rotación de la Tierra usando observaciones astrométricas.
• Determinar movimientos propios.
• Calcular paralajes trigonométricos.
• Detectar estrellas binarias astrométricas.
• Orientación en sondas espaciales.
• Cálculo de órbitas y seguimiento de objetos del sistema solar como asteroides o cometas.
• Cálculo de órbitas y seguimiento de objetos que orbitan la Tierra, como satélites o basura espacial.
• Estudio de la dinámica de las estrellas de la vía Láctea.
  

Estudio de la orientación por las estrellas

Para ubicarse en el cielo, se agruparon las estrellas que se ven desde la Tierra en constelaciones. Así, continuamente se desarrollan mapas (cilíndricos o cenitales) con su propia nomenclatura astronómica para localizar las estrellas conocidas y agregar los últimos descubrimientos.9​

Aparte de orientarse en la Tierra a través de las estrellas, la astronomía estudia el movimiento de los objetos en la esfera celeste, para ello se utilizan diversos sistemas de coordenadas astronómicas. Estos toman como referencia parejas de círculos máximos distintos midiendo así determinados ángulos respecto a estos planos fundamentales. Estos sistemas son principalmente:

• Sistema altacimutal, u horizontal que toma como referencias el horizonte celeste y el meridiano del lugar.
• Sistemas horario y ecuatorial, que tienen de referencia el ecuador celeste, pero el primer sistema adopta como segundo círculo de referencia el meridiano del lugar mientras que el segundo se refiere al círculo horario (círculo que pasa por los polos celestes).
• Sistema eclíptico, que se utiliza normalmente para describir el movimiento de los planetas y calcular los eclipses; los círculos de referencia son la eclíptica y el círculo de longitud que pasa por los polos de la eclíptica y el punto γ.
• Sistema galáctico, se utiliza en estadística estelar para describir movimientos y posiciones de cuerpos galácticos. Los círculos principales son la intersección del plano ecuatorial galáctico con la esfera celeste y el círculo máximo que pasa por los polos de la Vía Láctea y el ápice del Sol (punto de la esfera celeste donde se dirige el movimiento solar).

Eclipse anular del Sol

La astronomía de posición es la rama más antigua de esta ciencia. Describe el movimiento de los astros, planetas, satélites y fenómenos como los eclipses y tránsitos de los planetas por el disco del Sol. Para estudiar el movimiento de los planetas se introduce el movimiento medio diario que es lo que avanzaría en la órbita cada día suponiendo movimiento uniforme. La astronomía de posición también estudia el movimiento diurno y el movimiento anual del Sol. Son tareas fundamentales de la misma la determinación de la hora y para la navegación el cálculo de las coordenadas geográficas. Para la determinación del tiempo se usa el tiempo de efemérides o también el tiempo solar medio que está relacionado con el tiempo local. El tiempo local en Greenwich se conoce como Tiempo Universal.

La distancia a la que están los astros de la Tierra en el de universo se mide en unidades astronómicas, años luz o pársecs. Conociendo el movimiento propio de las estrellas, es decir lo que se mueve cada siglo sobre la bóveda celeste se puede predecir la situación aproximada de las estrellas en el futuro y calcular su ubicación en el pasado viendo como evolucionan con el tiempo la forma de las constelaciones.

Instrumentos de observación

Para observar la bóveda celeste y las constelaciones más conocidas no hará falta ningún instrumento, para observar cometas o algunas nebulosas solo serán necesarios unos prismáticos, los grandes planetas se ven a simple vista; pero para observar detalles de los discos de los planetas del sistema solar o sus satélites mayores bastará con un telescopio simple. Si se quiere observar con profundidad y exactitud determinadas características de los astros, se requieren instrumentos que necesitan de la precisión y tecnología de los últimos avances científicos.

Astronomia Visible

El telescopio fue el primer instrumento de observación del cielo. Aunque su invención se le atribuye a Hans Lippershey, el primero en utilizar este invento para la astronomía fue Galileo Galilei quien decidió construirse él mismo uno. Desde aquel momento, los avances en este instrumento han sido muy grandes como mejores lentes y sistemas avanzados de posicionamiento.

Actualmente, el telescopio más grande del mundo se llama Very Large Telescope y se encuentra en el observatorio Paranal, al norte de Chile. Consiste en cuatro telescopios ópticos reflectores que se conjugan para realizar observaciones de gran resolución.

La astronomía griega recibió importantes influencias de otras civilizaciones de la antigüedad, principalmente la India y Babilonia. Durante la época helenística y el imperio romano, muchos astrónomos trabajaron en el estudio de las tradiciones astronómicas clásicas, en la Biblioteca de Alejandría y en el Museion.

Uno de los primeros en realizar un trabajo astronómico fue el científico Aristarco de Samos (310-230 a. C.) quien calculó las distancias que separan a la Tierra de la Luna y del Sol, y además propuso un modelo heliocéntrico del sistema solar en el que, como su nombre lo indica, el Sol es el centro del universo, y alrededor del cual giran todos los otros astros, incluyendo la Tierra. Este modelo, imperfecto en su momento, pero que hoy sabemos se acerca mucho a lo que hoy consideramos como correcto, no fue acogido debido a que chocaba con las observaciones cotidianas y la percepción de la Tierra como centro de la creación. Este modelo heliocéntrico está descrito en la obra El arenario de Arquímedes (287-212 a. C.).

El modelo geocéntrico fue una idea original de Eudoxo de Cnido (390-337 a. C.) y años después recibió el apoyo decidido de Aristóteles y su escuela. Este modelo, sin embargo, no explicaba algunos fenómenos observados, el más importante de ellos era el comportamiento diferente del movimiento de algunos astros cuando se comparaba este con el observado para la mayoría de las estrellas. Estas parecen siempre moverse todas en conjunto, con la misma rapidez angular, lo que hace que, al moverse, mantengan «fijas» sus posiciones unas respecto de las otras. Por esta razón se les conoció siempre como «estrellas fijas». Sin embargo, ciertos astros visibles en el firmamento nocturno, si bien se movían en conjunto con las estrellas, parecían hacerlo con menor velocidad (movimiento directo). De hecho, se observa cierto retraso diario respecto de ellas; pero, además, y solo en ciertas ocasiones, parecen detener el retraso e invertir su movimiento respecto de las estrellas «fijas» (movimiento retrógrado), para luego detenerse nuevamente, y volver a retomar el sentido del movimiento de ellas, pero siempre con un pequeño retraso diario (movimiento directo). Debido a estos cambios aparentemente irregulares en su movimiento a través de las estrellas «fijas», a estos astros se les denominó estrellas planetas (estrellas errantes) para diferenciarlas de las otras.

Ptolomeo fue el autor de un tratado sobre astronomía conocido como el Almagesto (en árabe «Al», seguido de un superlativo griego que significa 'grande'). Aquí puede encontrarse el catálogo de estrellas de Hiparco, en los libros VII y VIII. Aunque Ptolomeo afirmaba ser su observador, muchas evidencias apuntan a Hiparco como su verdadero autor. El catálogo contiene las posiciones de 850 estrellas en 48 constelaciones. Las posiciones de las estrellas se dan en coordenadas eclípticas universales. En este trabajo propuso un modelo geocéntrico del sistema solar, que fue aceptado como modelo en el mundo occidental y los países árabes durante más de 1300 años. El Almagesto también contiene un catálogo de 1025 estrellas y una lista fija de 48 constelaciones.

Epiciclos de Ptolomeo.

Fue Ptolomeo quien se dio a la tarea de buscar una solución para que el sistema geocéntrico pudiera ser compatible con todas estas observaciones. En el sistema ptolemaico la Tierra es el centro del universo y la Luna, el Sol, los planetas y las estrellas se encuentran fijas en esferas de cristal girando alrededor de ella; para explicar el movimiento diferente de los planetas ideó un particular sistema en el cual la Tierra no estaba en el centro exacto y los planetas giraban en un epiciclo alrededor de un punto ubicado en la circunferencia de su órbita o esfera principal (conocida como 'Deferente').

Los epiciclos habían sido una idea original de Apolonio de Pérgamo (262-190 a. C.) y mejorada por Hiparco de Nicea (190-120 a. C.). Como el planeta gira alrededor de su epiciclo mientras el centro de este se mueve simultáneamente sobre la esfera de su deferente, se logra, por la combinación de ambos movimientos, que el planeta se mueva en el sentido de las estrellas 'fijas' (aunque con cierto pequeño retraso diario) y que, en ocasiones, revierta este movimiento (de retraso) y parezca (por cierto período de tiempo) adelantarse a las estrellas fijas, y con esto se logra explicar el movimiento retrógrado de los planetas respecto de las estrellas (ver figura a la derecha). El esquema ptolemaico, con todo y sus complicados epiciclos y deferentes, fue aceptado por muchos siglos por variadas razones pero, principalmente, por darle a la raza humana una supremacía y un lugar privilegiado o 'central' en el universo.

Otros estudios importantes durante esta época fueron la composición de la tierra, la compilación del primer catálogo de estrellas, el desarrollo de un sistema de clasificación de las magnitudes de los brillos estelares basado en la luminosidad aparente de las diferentes estrellas, la determinación del ciclo de Saros para la predicción de los eclipses solares y lunares, entre muchos otros.

La Odisea de Homero describe cómo las estrellas pueden servir de guía en la navegación. La obra «Los trabajos y los días» de Hesíodo informa sobre las constelaciones que salen antes del amanecer en diferentes épocas del año, para indicar el momento oportuno para arar, sembrar y recolectar.

La palabra planeta viene de término griego πλανήτης, planētēs, que significa errante. Recibieron este nombre porque muchos astrónomos notaban ciertas luces que se movían en el firmamento. Los cinco planetas que podían ser observados a simple vista eran Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. A veces se contaban también a la Luna y al Sol, totalizando siete cuerpos celestes. Muchos planetas recibían nombres de dioses griegos. Los nombres de los dioses romanos, equivalentes a los nombres de los dioses griegos, son la base de los nombres de los planetas del Sistema Solar.