Estrela (astronomía)

Unha estrela (do latín: stella) é un esferoide luminoso que mantén a súa forma debido á súa propia gravidade. A estrela máis próxima á Terra é o Sol. Outras estrelas son visibles a simple vista desde a Terra durante a noite, aparecendo como unha diversidade de puntos luminosos aparentemente fixos no ceo debido á súa inmensa distancia da mesma. Historicamente as estrelas máis prominentes foron agrupadas en constelacións e asterismos, e as máis brillantes foron denominadas con nomes propios. Os astrónomos recompilaron un extenso catálogo de estrelas que identifican as estrelas coñecidas e proporcionan designacións estelares estandarizadas. O universo observable contén unha estimación de 1022 a 1024 estrelas. Con todo a maioría das estrelas do Universo, incluíndo todas as que están fóra de nosa galaxia, a Vía Láctea, son invisibles a primeira ollada desde a Terra. De feito, a maioría son invisibles desde o noso planeta mesmo a través dos telescopios de gran potencia. Durante polo menos unha parte da súa vida, unha estrela brilla debido á fusión termonuclear do hidróxeno en helio no seu núcleo, que libera enerxía, a cal atravesa o interior da estrela e, despois, se irradia cara ao espazo exterior. Case todos os elementos naturais máis pesados que o helio se crean por nucleosíntese estelar durante a vida dunha estrela e, nalgunhas delas, por nucleosíntese de supernova cando explotan. Preto do final da súa vida unha estrela tamén pode conter materia dexenerada. Os astrónomos poden determinar a masa, idade, metalicidade (composición química) e moitas outras propiedades das estrelas mediante a observación do seu movemento a través do espazo, a súa luminosidade e o seu espectro. A masa total dunha estrela é o principal determinante da súa evolución e destino final. Outras características das estrelas, como o diámetro e a temperatura, cambian ao longo da súa vida, mentres que a contorna dunha estrela afecta á súa rotación e movemento. Unha gráfica de dispersión de moitas estrelas que fai referencia á súa luminosidade, magnitude absoluta, temperatura superficial e tipo espectral, coñecido como o diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolutivo dunha estrela.
A vida dunha estrela comeza co colapso gravitacional dunha nebulosa gasosa de material composto principalmente de hidróxeno, xunto con helio e trazas de elementos máis pesados. Cando o núcleo estelar é o suficientemente denso, o hidróxeno comeza a converterse en helio a través da fusión nuclear, liberando enerxía durante o proceso. Os restos do interior da estrela portan a enerxía fose do núcleo a través dunha combinación de procesos de transmisión de calor por radiación e convección. A presión interna da estrela evita que se colapse aínda máis baixo a súa propia gravidade. Cando se esgota o combustible de hidróxeno no núcleo, unha estrela con polo menos 0, 4 veces a masa do Sol expandirase ata converterse nunha xigante vermella, nalgúns casos fusionando elementos máis pesados no núcleo ou nas súas capas ao redor do núcleo (como o carbono ou o osíxeno). Entón a estrela evoluciona ata unha forma dexenerada, expulsando unha porción da súa materia no medio interestelar, onde contribuirá á formación dunha nova xeración de estrelas. Mentres tanto, o núcleo convértese nun remanente estelar: unha anana branca, unha estrela de neutróns, ou (se é o suficientemente masiva) un burato negro.
Os sistema binarios e multiestelares constan de dúas ou máis estrelas que están unidas gravitacionalmente entre si, e polo xeral móvense ao redor doutra en órbitas estables. Cando dúas estrelas posúen unha órbita relativamente próxima, a súa interacción gravitatoria pode ter un impacto significativo na súa evolución. As estrelas unidas gravitacionalmente entre si poden formar parte de estruturas moito máis grandes, como cúmulos estelares ou galaxias. Unha estrela é un corpo celeste esférico e astrogravitante, que xera enerxía no seu núcleo mediante reaccións termonucleares. A enerxía xerada emítese ó espazo en forma de radiación electromagnética, vento estelar, e unhas partículas subatómicas que se supón que posúen masa, pero nunha cantidade ínfima: os neutrinos.
As estrelas obsérvanse no ceo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido ás distorsións ópticas que produce a turbulencia e as diferenzas de densidade da atmosfera terrestre. O Sol, ao estar tan preto, obsérvase non como un punto, senón como un disco luminoso cuxa presenza ou ausencia no ceo terrestre provoca o día ou a noite respectivamente.
As estrelas son obxectos de masa e diámetro variable pero sempre moi masivos. Etimoloxía
A palabra "estrela" deriva en última instancia da raíz protoindoeuropea "h₂stḗr" que tamén significa estrela, pero analizábel aínda máis como h₂eh₁s- ("queimar", tamén a fonte da palabra "ash") + - tēr (sufixo axente). Compara latín stella, grego aster, alemá Stern. Algúns estudosos cren que a palabra é un préstamo do acadio "istar" (venus), porén algúns dubidan desta suxestión. A estrela é afín (comparte a mesma raíz) coas seguintes palabras: asterisco, asteroide, astral, constelación, Esther. Observación histórica
Historicamente as estrelas foron importantes para as civilizacións en todo o mundo, foron parte das prácticas relixiosas e utilizáronse para a navegación celeste e a orientación. Moitos astrónomos antigos crían que as estrelas estaban fixadas permanentemente a unha esfera celeste e eran inmutables. Por convención os astrónomos agrupaban as estrelas en constelacións e usábanas para rastrexar os movementos dos planetas e a posición inferida do Sol. O movemento do Sol contra as estrelas de fondo (e o horizonte) foi utilizado para crear calendarios, que poderían ser utilizados para regular as prácticas agrícolas. O calendario gregoriano, utilizado actualmente case en todo o mundo, é un calendario solar baseado no ángulo do eixo de rotación da Terra con respecto á súa estrela local, o Sol.
A carta estelar máis antiga con data precisa foi un logro da antiga astronomía exipcia no 1534 a. C. Os primeiros catálogos de estrelas coñecidos foron compilados polos antigos astrónomos babilónicos de Mesopotamia a finais do segundo milenio a. C. , durante o período casita (ca. 1531-1155 a. C. ).
O primeiro catálogo de estrelas da astronomía grega foi creado por Aristilo aproximadamente no 300 a. C. , coa axuda de Timocharis. O catálogo de estrelas de Hiparco, século II a. C. , incluía 1020 estrelas, e utilizouse para ensamblar o catálogo de estrelas de Tolomeo. Hiparco é coñecido polo descubrimento da primeira nova (nova estrela) rexistrada. Moitas das constelacións e nomes de estrelas en uso hoxe en día derivan da astronomía grega.
A pesar da aparente inmutabilidade dos ceos, os astrónomos chineses foron conscientes de que poderían aparecer novas estrelas. No 185 d. C. , foron os primeiros en observar e escribir sobre unha supernova, agora coñecida como SN 185. O evento estelar máis brillante rexistrado da historia foi a supernova SN 1006, que foi observada en 1006 e descrita polo astrónomo exipcio Ali ibn Ridwan e varios astrónomos chineses. A supernova SN 1054, que deu orixe á Nebulosa do Cangrexo, tamén foi observada por astrónomos chineses e islámicos.
Os astrónomos islámicos medievais deron nomes árabes a moitas estrelas que aínda se usan hoxe e inventaron numerosos instrumentos astronómicos cos que poder calcular as posicións das estrelas. Tamén construíron os primeiros grandes institutos de investigación e observatorios, principalmente co propósito de producir catálogos Zij de estrelas. Entre eles o astrónomo persa Abd al-Rahman al-Sufi, que escribiu o Libro das estrelas fixas (964), observou varias estrelas, conglomerados de estrelas (incluídas os Ómicron Velorum e os cúmulos de Brocchi) e galaxias (incluída a Galaxia de Andrómeda). Segundo A. Zahoor, no século XI, o erudito polímata persa Abu Rayhan Biruni describiu a galaxia da Vía Láctea como unha multitude de fragmentos que tiñan as propiedades de estrelas nebulosas e en 1019 tamén deu as latitudes de varias estrelas durante un eclipse lunar.
Segundo Josep Puig, o astrónomo andalusí Ibn Bajjah propuxo que a Vía Láctea estaba formada por moitas estrelas que case se tocaban entre si e parecían ser unha imaxe continua debido o efecto da refracción do material sublunar, citando a súa observación da conxunción de Xúpiter e Marte no 500 AH (1106/1107 d. C. ) como evidencia. Os primeiros astrónomos europeos, como Tycho Brahe, identificaron novas estrelas no ceo nocturno (máis adiante denominadas novas), suxerindo que os ceos non eran inmutables. En 1584, Giordano Bruno suxeriu que as estrelas eran como o Sol e poderían ter outros planetas, posiblemente parecidos á Terra, en órbita ao redor delas, unha idea que xa fora suxerida anteriormente polos antigos filósofos gregos, Demócrito e Epicuro, e por cosmólogos islámicos medievais como Fakhr al-Din al-Razi. No século seguinte a idea de que as estrelas eran iguais ao Sol estaba a chegar a un consenso entre os astrónomos. Para explicar por que estas estrelas non exercían ningunha forza gravitatoria neta sobre o sistema solar, Isaac Newton suxeriu que as estrelas estaban igualmente distribuídas en todas as direccións, unha idea impulsada polo teólogo Richard Bentley.
En 1667 o astrónomo italiano Geminiano Montanari rexistrou variacións observadas na luminosidade da estrela Algol. Edmond Halley publicou as primeiras medicións do movemento propio dun par de estrelas "fixas" próximas, demostrando que estas cambiaran as súas posicións desde o tempo dos antigos astrónomos gregos Tolomeo e Hiparco.
William Herschel foi o primeiro astrónomo que tentou determinar a distribución das estrelas no ceo. Durante a década de 1780 estableceu unha serie de indicadores en 600 direccións e contou as estrelas observadas ao longo de cada liña de visión. A partir diso deduciu que o número de estrelas aumentaba constantemente cara a un lado do ceo, en dirección ao núcleo da Vía Láctea. O seu fillo John Herschel repetiu este estudo no hemisferio sur e atopou o correspondente aumento na mesma dirección. Ademais dos seus outros logros, William Herschel destaca polo seu descubrimento de que algunhas estrelas non só se atopan na mesma liña de visión, senón que son compañeiros físicos que forman sistemas estelares binarios.
A ciencia da espectroscopia astronómica foi iniciada por Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi. Comparando os espectros de estrelas como Sirius co Sol, atoparon diferenzas na forza e o número das súas liñas de absorción —as liñas escuras nun espectro estelar causadas pola absorción da atmosfera de frecuencias específicas—. En 1865 Secchi comezou a clasificar as estrelas por tipos espectrais. Con todo a versión moderna do esquema de clasificación estelar foi desenvolto por Annie J. Cannon durante a década de 1900. A primeira medición directa da distancia a unha estrela (61 Cygni a 11, 4 anos luz) foi realizada en 1838 por Friedrich Bessel usando a técnica da paralaxe. As medicións da paralaxe demostraron a gran separación das estrelas nos ceos. A observación das estrelas dobres gañou importancia crecente durante o século XIX. En 1834 Friedrich Bessel observou cambios no movemento propio da estrela Sirius e deduciu un compañeiro oculto. En 1899, Edward Pickering descubriu a primeira binaria espectroscópica cando observou a división periódica das liñas espectrais da estrela Mizar nun período de 104 días. Astrónomos como Friedrich Georg, Wilhelm von Struve e S. W. Burnham, recolleron observacións detalladas de moitos sistemas estelares binarios, o que permitiu determinar as masas das estrelas a partir do cálculo dos elementos orbitais. A primeira solución ao problema de derivar unha órbita de estrelas binarias a partir das observacións telescópicas foi feita por Felix Savary en 1827.
O sécuo XX viu avances cada vez máis rápidos no estudo científico das estrelas. A fotografía converteuse nunha valiosa ferramenta astronómica. Karl Schwarzschild descubriu que a cor dunha estrela, e polo tanto a súa temperatura, podía determinarse comparando a magnitude visual coa magnitude fotográfica. O desenvolvemento do fotómetro fotoeléctrico permitiu medicións precisas da magnitude en múltiples intervalos de lonxitude de onda. En 1921 Albert A. Michelson fixo as primeiras medicións dun diámetro estelar utilizando un interferómetro no telescopio Hooker do Observatorio do Monte Wilson.
Durante as primeiras décadas do século XX producíronse importantes traballos teóricos sobre a estrutura física das estrelas. En 1913 desenvolveuse o diagrama de Hertzsprung-Russell, que impulsou o estudo astrofísico das estrelas. Desenvolvéronse modelos exitosos para explicar os interiores das estrelas e a evolución estelar. En 1925 Cecilia Payne-Gaposchkin propuxo por primeira vez na súa tese doutoral que as estrelas están feitas principalmente de hidróxeno e helio. Os espectros das estrelas foron entendidos máis a fondo a través dos avances na física cuántica. Isto permitiu determinar a composición química da atmosfera estelar.
Coa excepción de eventos raros como supernovas e impostores de supernovas, as estrelas individuais foron observadas principalmente no Grupo Local, e especialmente na parte visible da Vía Láctea (como o demostran os detallados catálogos de estrelas dispoñibles para a nosa galaxia), e os seus satélites. Observáronse estrelas individuais como variables cefeidas nas galaxias M87 e M100 do cúmulo de Virgo, a uns 100 millóns de anos luz da Terra, así como estrelas luminosas nalgunhas outras galaxias relativamente próximas. Coa axuda da lente gravitacional, unha única estrela (chamada Ícaro) observouse a 9. 000 millóns de anos luz de distancia.
No Supercúmulo Local é posible ver cúmulos de estrelas e os telescopios actuais poderían, en principio, observar estrelas individuais débiles no Grupo Local (ver Cefeidas). Con todo fora do Supercúmulo local de galaxias non se observaron nin estrelas nin cúmulos de estrelas. A única excepción é unha débil imaxe dun gran cúmulo estelar que contén centos de miles de estrelas situado a unha distancia de mil millós de anos luz, dez veces máis lonxe do grupo de estrelas máis distante observado anteriormente. Designacións
O concepto de constelación xa era coñecido durante o período babilónico. Os antigos observadores do ceo imaxinaron que a disposición das estrelas destacadas formaba debuxos e asociáronos con aspectos particulares da natureza ou dos seus mitos. Doce destas formacións estaban situadas ao longo do plano da eclíptica e convertéronse na base da astroloxía. Moitas das estrelas individuais máis prominentes tamén recibiron nomes, particularmente con designacións árabes ou latinas.
Así como certas constelacións e o Sol mesmo, as estrelas individuais teñen os seus propios mitos. Para os antigos gregos, algunhas «estrelas», coñecidas como planetas (grego πλανήτης (planētēs, que significa «vagabundo»), representaban varias deidades importantes, das cales se tomaron os nomes dos planetas Mercurio, Venus, Marte, Xúpiter e Saturno. Urano e Neptuno tamén eran deuses gregos e romanos, pero ningún dos dous foi coñecido na antigüidade debido ao seu baixo brillo e os seus nomes foron asignados por astrónomos posteriores.
Cara ao 1600 os nomes das constelacións usáronse para nomear as estrelas nas rexións correspondentes do ceo. O astrónomo alemán Johann Bayer creou unha serie de mapas estelares e aplicou letras gregas como designacións das estrelas en cada constelación. Máis tarde foi inventado un sistema de numeración baseado na ascensión recta da estrela e agregouse ao catálogo de estrelas de John Flamsteed no seu libro Historia coelestis Britannica (na edición de 1712), polo que este sistema de numeración chegou a chamarse denominación de Flamsteed ou numeración de Flamsteed.
A única autoridade internacionalmente recoñecida para designar os corpos celestes é a Unión Astronómica Internacional (IAU). Esta asociación mantén o Grupo de Traballo sobre Nomes de Estrelas (WGSN) que cataloga e normaliza os nomes propios das estrelas. Diversas compañías privadas venden nomes de estrelas, no que a Biblioteca Británica chama unha empresa comercial non regulada. A AIU desvinculouse desta práctica comercial e estes nomes non son recoñecidos nin pola IAU, nin polos astrónomos profesionais nin pola comunidade de astrónomos afeccionados. Unha desas firmas é International Star Registry (ISR) (Rexistro Internacional de Estrelas), que durante a década de 1980 foi acusada de prácticas enganosas por dar a entender que o nome asignado era oficial. Esta práctica de ISR, agora interrompida, foi informalmente etiquetada como unha estafa e unha fraude, e o Departamento de Asuntos do Consumidor da Cidade de Nova York emitiu unha advertencia contra ISR por involucrarse nunha práctica comercial enganosa. Unidades de medida
Aínda que os parámetros estelares poidan expresarse en unidades SI ou unidades CGS, moitas veces é máis conveniente expresar a masa, a luminosidade e o raio en unidades solares, sobre a base das características do Sol. No ano 2015 a UAI definiu un conxunto de valores nominais solares (definidos como constantes SI, sen incertezas) que poden ser utilizados para citar parámetros estelares: A masa solar M⊙ non foi definida explicitamente pola UAI debido á gran incerteza relativa (10−4) da constante gravitatoria newtoniana G. Con todo, dado que o produto da constante gravitatoria newtoniana e a masa solar conxunta (GM⊙) foi determinado cunha precisión moito maior, a IAU definiu o parámetro de masa solar nominal como: O parámetro da masa solar nominal pódese combinar coa estimación CODATA máis recente (2014) da constante gravitatoria newtoniana G para obter unha masa solar de aproximadamente 1. 9885 × 1030 kg. Aínda que os valores exactos da luminosidade, o radio, o parámetro de masa e a masa poden variar lixeiramente no futuro debido ás incertezas observacionais, as constantes nominais de UAI de 2015 seguirán sendo os mesmos valores do Sistema Internacional, xa que seguen sendo útiles para citar parámetros estelares.
As lonxitudes grandes, como o radio dunha estrela xigante ou o eixo semi-maior dun sistema estelar binario, exprésanse a miúdo en termos da unidade astronómica —aproximadamente igual á distancia media entre a Terra e o Sol (150 millóns de km ou aproximadamente 93 millóns de millas)—. En 2012 a UAI definiu a constante astronómica como unha lonxitude exacta en metros: 149597870700 m. Formación e evolución das estrelas
As estrelas créanse nas rexións máis densas das nubes moleculares como consecuencia das inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente por supernovas ou colisións galácticas. As estrelas condensanse nas rexións do espazo de maior densidade, aínda que esas rexións son menos densas que o interior dunha cámara de baleiro. Devanditas rexións, coñecidas como nubes moleculares, consisten principalmente en hidróxeno, con ao redor de 23 a 28 por cento de helio e algúns elementos máis pesados. Un exemplo destas rexións de formación de estrelas é a Nebulosa de Orión. A maioría das estrelas fórmanse en grupos masivos de decenas a centos de miles de estrelas.
As estrelas destes grupos poden iluminar poderosamente esas nubes, iónizar o hidróxeno e crear rexións H II. Talles efectos de retroalimentación, a partir da formación estelar, poden finalmente interromper a nube e impedir a formación de estrelas adicionais.
O proceso acelérase unha vez que estas nubes de hidróxeno molecular (H2) empezan a caer sobre si mesmas, alimentado pola cada vez máis intensa atracción gravitatoria. A súa densidade aumenta progresivamente, sendo máis rápido o proceso no centro que na periferia. Non tarda moito en formarse un núcleo en contracción moi quente chamado protoestrela. O colapso neste núcleo é, finalmente, detido cando comezan as reaccións nucleares que elevan a presión e temperatura da protoestrela. Unha vez estabilizada a fusión do hidróxeno, considérase que a estrela está na chamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% da súa vida. Cando se esgota o hidróxeno do núcleo da estrela, a súa evolución dependerá da masa e pode converterse nunha anana branca ou estoupar como supernova, deixando tamén un remanente estelar que pode ser unha estrela de neutróns ou un burato negro.
Así pois, a vida dunha estrela caracterízase por longas fases de estabilidade rexidas pola escala de tempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas pola escala de tempo dinámico.
Unha estrela típica como o Sol terá simetría esférica e perderá ao longo da súa vida unha cantidade de masa desprezable con respecto ao total. No Sistema Solar uns 1. 020 gramos de materia estelar son expulsados polo vento solar cada ano. As perdas de masa só serán significativas nas estrelas de máis de 10 masas solares, que son moito máis escasas.
Nas fases finais do ciclo, xa sexa mediante supernovas ou pola acción de intensísimos ventos estelares, a estrela expulsa parte do material que a forma ao espazo interestelar. Isto inclúe elementos pesados producidos na estrela que máis tarde formarán novas estrelas e planetas, aumentando así a metalicidade do Universo.
Todas as estrelas pasan a maior parte da súa existencia como estrelas da secuencia principal, alimentadas sobre todo pola fusión nuclear do hidróxeno en helio dentro dos seus núcleos. Con todo as estrelas de diferentes masas teñen propiedades marcadamente diferentes en varias etapas do seu desenvolvemento. O destino final das estrelas máis masivas difire do das estrelas menos masivas, do mesmo xeito que as súas luminosidades e o impacto que teñen na súa contorna, polo que os astrónomos adoitan agrupar as estrelas pola súa masa: Estrelas de masa moi baixa, con masas por baixo de 0. 5 M☉, son completamente convectivas e distribúen o helio uniformemente por toda a estrela mentres están na secuencia principal. Por tanto, nunca sofren a queima do revestimento nin se converten en xigantes vermellas senón que deixan de fusionarse e pasan a ser ananas brancas de helio, arrefriándose lentamente despois de esgotar o seu hidróxeno. Con todo, como a vida das estrelas 0. 5 M☉ é máis longa que a idade do universo, ningunha desas estrelas alcanzou a etapa de anana branca.
Estrelas de masa baixa (entre as que se inclúe o Sol), cunha masa entre 0. 5 M☉ e 1. 8-2. 5 M☉ dependendo da composición, convértense en xigantes vermellas a medida que o hidróxeno do seu núcleo se esgota e comezan a queimar helio no núcleo nun flash de helio; desenvolven un núcleo de carbono-osíxeno, dexenerado máis tarde na rama asintótica xigante; finalmente desfanse da súa capa exterior como unha nebulosa planetaria e deixan atrás o seu núcleo en forma dunha anana branca.
Estrelas de masa intermedia, entre 1. 8-2. 5 M☉ e 5-10 M☉, pasan a través de etapas evolutivas similares ás estrelas de baixa masa, pero despois dun período relativamente curto no apelotonamento vermello acéndese o helio sen flash e pasan por un período prolongado no apelotonamiento vermello antes de formar un núcleo de carbono-osíxeno dexenerado.
Estrelas masivas, xeralmente teñen unha masa mínima de 7-10 M☉ (posiblemente tan baixa como 5-6 M☉). . Despois de esgotar o hidróxeno no núcleo, estas estrelas convértense en superxigantes e pasan a fusionar elementos máis pesados que o helio. Terminan a súa vida cando os seus núcleos colapsan e explotan como supernovas.
Formación de estrelas
A formación dunha estrela comeza coa inestabilidade gravitacional dentro dunha nube molecular causada por rexións de maior densidade —moitas veces desencadeada pola compresión das nubes por radiación de estrelas masivas, pola expansión de burbullas no medio interestelar, pola colisión de diferentes nubes moleculares ou pola colisión de galaxias (como nunha galaxia con brote estelar)—. Cando unha rexión alcanza unha densidade suficiente de materia como para satisfacer os criterios da inestabilidade de Jeans, comeza a colapsarse baixo a súa propia forza gravitatoria. Agrupacións e distribución estelar
Estrelas ligadas
As estrelas están normalmente ligadas gravitacionalmente uns con outras formando sistemas binarios, ternarios ou agrupacións maiores. A maioría das estrelas forman parte de sistemas binarios; outras agrúpanse en grandes concentracións que van dende as decenas ata os centenares de miles ou incluso millóns de estrelas, formando os denominados cúmulos estelares. Estes cúmulos son froito de gromos de formación estelar e crese que todas as estrelas fórmanse en grupo. Na Vía Láctea distínguense dous tipos: os cúmulos globulares que atópanse no halo e conteñen entre 10. 000 e 1000000 de estrelas, e os cúmulos abertos que están no disco e son de formación recente, algúns con abundantes estrelas azuis. Estes últimos son notablemente máis pequenos e irregulares que os primeiros e teñen un intervalo de idades entre os seus membros máis amplo.
Estrelas illadas
Non todas manteñen lazos gravitatorios, outras, coma o Sol, viaxan solitarias, separándose hai moito da agrupación estelar na que se formaron. Estas estrelas illadas obedecen, tan só, ao campo gravitatorio global constituído pola superposición dos campos do total de obxectos da galaxia: buratos negros, estrelas, obxectos compactos e gas interestelar.
Distribución estelar
As estrelas non están distribuídas uniformemente no Universo, a pesar de que poida parecer a simple vista, senón agrupadas en galaxias. Unha galaxia espiral típica (como a Vía Láctea) contén centos de miles de millóns de estrelas agrupadas, a maioría, no estreito plano galáctico. O ceo nocturno terrestre aparece homoxéneo a simple vista porque só é posible observar unha rexión moi localizada do plano galáctico. Extrapolando do observado na veciñanza do Sistema Solar, pódese dicir que a maior parte de estrelas concéntranse no disco galáctico e dentro deste nunha rexión central, o bulbo galáctico, que se sitúa na constelación de Saxitario. Estrutura estelar
Unha estrela típica divídese en núcleo, manto e atmosfera. No núcleo é onde se producen as reaccións nucleares que xeran a súa enerxía. O manto transporta dita enerxía cara á superficie e segundo como a transporte, por convección ou por radiación, dividirase en dúas zonas: radiante e convectiva. Finalmente, a atmosfera é a parte máis superficial das estrelas e a única que é visible. Divídese en cromosfera, fotosfera e coroa solar. A atmosfera estelar é a zona máis fría das estrelas e nelas prodúcense os fenómenos de exección de materia. Pero, a coroa supón unha excepción ao dito xa que a temperatura volta a aumentar ata chegar ao millón de graos polo menos. Pero é unha temperatura enganosa. En realidade esta capa é moi pouco densa e está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas polo campo magnético da estrela. As súas grandes velocidades danlles a esas partículas altas temperaturas.
Ao longo do seu ciclo as estrelas experimentan cambios no tamaño das capas, e incluso na orde na que se dispoñen. Nalgunhas a zona radiante situarase antes que a convectiva e noutras ao revés, dependendo tanto da masa como da fase de fusión na que se atope. Así mesmo, o núcleo tamén pode modificar as súas características e o seu tamaño ao longo da evolución da estrela. Xeración de enerxía nas estrelas
A principios do século XX a ciencia preguntábase cal era a fonte da incrible enerxía que alimentaba as estrelas. Ningunha das solucións coñecidas na época resultaba viable. Ningunha reacción química alcanzaba o rendemento necesario para manter a luminosidade que despedía o Sol. Así mesmo, a contracción gravitatoria, se ben resultaba unha fonte enerxética máis, non podía explicar a achega de calor ao longo de miles de millóns de anos. Cando se descubriu a interacción forte apareceron dous novos candidatos: a fisión e a fusión nuclear. A fisión quedou rapidamente descartada, xa que nas estrelas apenas se detectaba presenza algunha de elementos máis pesados que o ferro. Enseguida quedou claro que só a fusión nuclear podía prover as estrelas desas inxentes cantidades de enerxía que precisaban para manter a súa estabilidade.
Aínda así, resultou que as temperaturas que se alcanzan nos núcleos das estrelas son demasiado baixas como para fusionar os ións. Ocorre que o efecto túnel permite que dúas partículas con enerxías insuficientes para traspasar a barreira de potencial que as separa teñan unha probabilidade de saltar esa barreira e poderse unir. Ao haber tantas colisións, estatisticamente danse suficientes reaccións de fusión como para que se sosteña a estrela pero non tantas reaccións como para facela estoupar. Existe un óptimo de enerxía para o cal se dan a maioría de reaccións que resulta do cruzamento da probabilidade de que dúas partículas teñan unha enerxía determinada E a unha temperatura T e da probabilidade de que esas partículas se salten a barreira por efecto túnel. É o chamado pico de Gamow.
Unha gran variedade de reaccións diferentes de fusión teñen lugar dentro dos núcleos das estrelas, as cales dependen da masa e a composición.
Normalmente as estrelas inician a súa combustión nuclear cun 75% de hidróxeno e un 25% de helio xunto con pequenas trazas doutros elementos.