13050204tiposestrellas

Agujero Negro estelar	Análogo solar	Estrellas Ap y Bp
Estrella Be	Estrella Bw	Estrella binaria
Estrella binaria cercana	Estrella binaria de contacto	Estrella binaria espectroscópica
Estrella blanca de la secuencia principal	Estrella compacta	Estrella con envoltura
Estrella con líneas metálicas	Estrella CH	Estrella de bario
Estrella de carbono	Estrella de disco	Estrella de helio
Estrella de mercurio-manganeso	Estrella de neutrones	Estrella de preones
Estrella de quarks	Estrella de tecnecio	Estrella de tipo S
Estrella de Wolf-Rayet	Estrella doble	Estrella doble óptica
Estrella exótica	Estrella FU Orionis	Estrella fugitiva
Estrella fulgurante	Estrella gigante	Estrella gigante luminosa
Estrella Herbig Ae/Be	Estrella Lambda Bootis	Estrella múltiple
Estrella peculiar	Estrella pre-secuencia principal	Estrella Q
Estrella rezagada azul	Estrella simbiótica	Estrella subenana
Estrella subenana de tipo B	Estrella T Tauri	Estrella variable
Enana amarilla	Enana azul	Enana blanca
Enana marrón	Enana naranja	Enana negra
Enana roja	Gigante azul	Gigante naranja
Gigante roja	Hipergigante	Hipergigante amarilla
Hipernova	Magnetar	Nova
Nova enana	Protoestrella	Púlsar
Pulsar binario	Pulsar de rayos X	Radioestrella
Subgigante	Supergigante	Supergigante amarilla
Supergigante azul	Supergigante roja	Supernova

Un agujero negro estelar es un agujero negro formado por el colapso gravitacional de una estrella masiva (más de 8 masas solares) al final de su tiempo de vida. El proceso es observado como una explosión de supernova o una explosión de rayos gamma. Este agujero negro va a tener una masa de más de 3 masas solares. El agujero negro estelar más grande que se conoce (hasta el 2001) posee 14 masas solares.

Teóricamente pueden existir agujeros negros de cualquier masa (Relatividad general). Mientras menos masa posea, mayor debe ser la densidad de la materia para formar un agujero negro, sobre el radio de un agujero negro). No existen procesos conocidos que puedan producir agujeros negros con una masa menor que unas pocas veces la masa del Sol. Si éstos existen, son principalmente agujeros negros primordiales.

El colapso de una estrella es un proceso natural que produce un agujero negro. Es inevitable que al final de la vida de una estrella, cuando todas las fuentes de energía estelar se agotan, si la masa de la estrella que está colapsando está bajo cierto valor critico, el producto final va a ser una estrella compacta, ya sea una enana blanca, una estrella de neutrones o una estrella de quarks. Estas estrellas tienen una masa máxima. Así que si la estrella que está colapsando tiene una masa que excede este límite, el colapso va a continuar por siempre (colapso gravitacional catastrófico) y formará un agujero negro. Todavía se desconoce la masa máxima de una estrella de neutrones, sin embargo se cree que sería alrededor de 3 masas solares.

También existe evidencia de otros dos tipos de agujeros negros, que son mucho más masivos que los agujeros negros estelares. Ellos son los agujeros negros de masa intermedia (en el centro de los cúmulos globulares) y los agujeros negros supermasivos en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias activas.

Un agujero negro sólo puede tener tres propiedades fundamentales: masa, carga eléctrica y momento angular (rotación). Se cree que todos los agujeros negros formados en la naturaleza tienen rotación, pero no se ha realizado una definida observación en la rotación. La rotación de un agujero negro estelar es debido a la conservación del momento angular de la estrella que lo produjo.

En astronomía se denomina análogo o análoga solar a una estrella fotométricamente similar al Sol con las siguientes características:

Una estrella con características aún más similares al Sol se denomina gemelo solar. El estudio de los análogos solares es fundamental para entender mejor las características del Sol en relación a otras estrellas y a la habitabilidad planetaria.

Las estrellas Ap y Bp son estrellas peculiares —de donde proviene la p— de tipos espectrales A y B que muestran sobreabundancias de algunos elementos de tierras raras —como por ejemplo europio— o de otros elementos —como estroncio—. La velocidad de rotación en estas estrellas es mucho más lenta que la habitual en estrellas de tipo A y B, aunque en algunos casos llega a ≈ 100 km/s. Asimismo tienen campos magnéticos más fuertes, alcanzando en algunos casos —como la Estrella de Babcock (HD 215441)— valores cercanos a los 35 kG (3,5 T).

La localización espacial de las sobreabundancias químicas está relacionada con la geometría del campo magnético. Algunas de estas estrellas presentan variaciones en la velocidad radial provenientes de pulsaciones de varios minutos de duración. Para el estudio de estas estrellas se utiliza la espectroscopia de alta resolución junto con la imagen Doppler, que configura un mapa de la superficie estelar a partir de la rotación de la estrella.

Alioth (ε Ursae Majoris) es la estrella Ap más brillante. Otras estrellas Ap son α Circini, θ Aurigae A, ι Cassiopeiae A y θ¹ Microscopii.

Una estrella Be es una estrella, normalmente de tipo espectral B, que muestra líneas de emisión prohibidas de hidrógeno en su espectro. La emisión no proviene de la estrella, sino de un disco circumestelar originado por la pérdida de masa y la rápida rotación. Se caracterizan por altísimas velocidades de rotación -incluso para estrellas de tipo B-, del orden de 250 a 500 km/s.

Las estrellas Be son estrellas variables cuyas variaciones tienen lugar en distintas escalas de tiempo. Las variaciones a largo plazo (de semanas a décadas) tienen que ver con la formación y la dispersión del disco de material, las de medio plazo (de días a semanas) se asocian al movimiento dentro de sistemas binarios de algunas de estas estrellas, y las variaciones a corto plazo (de 0,3 a 2 días) pueden deberse a pulsaciones no-radiales o a la rotación.

El estado de estrella Be es un estado transitorio. Una estrella puede cambiar de B a Be para luego retornar a la normalidad. A las estrellas de tipos espectrales O y A que presentan este mismo comportamiento también se les llama estrellas Be.

En astrofísica, se llama estrella Bw a una estrella de tipo espectral B con líneas de helio débiles en su espectro. Son estrellas B que, de ser clasificadas según su color, tendrían líneas de helio demasiado débiles para la clasificación, y que, de ser clasificadas según sus líneas de helio, tendrían un color demasiado azul para su tipo espectral. Estas estrellas también son conocidas como estrellas con líneas débiles de helio (helium-weak stars en inglés).

α Sculptoris está clasificada como estrella Bw; θ Hydri, 3 Centauri, 30 Capricorni, 36 Lyncis, 40 Geminorum, NW Puppis y OV Geminorum son otras estrellas de este tipo.

Una estrella binaria es un sistema estelar compuesto de dos estrellas que orbitan mutuamente alrededor de un centro de masas común. Estudios recientes sugieren que un elevado porcentaje de las estrellas son parte de sistemas de al menos dos astros. Los sistemas múltiples, que pueden ser ternarios, cuaternarios, o inclusive de cinco o más estrellas interactuando entre sí, suelen recibir también el nombre de estrellas binarias, como es el caso de Alfa Centauri A y B y Próxima Centauri.

Gracias a la gran cantidad de estrellas binarias existentes en el Universo, los astrónomos han podido desarrollar formas para distinguirlas de los sistemas ópticos que parecen vincular erróneamente dos o más estrellas. Esta confusión surge cuando dos astros separados por grandes distancias y sin relación gravitatoria mutua, se ven muy cercanos desde nuestra perspectiva. También han existido ocasiones en las que estrellas de luminosidad cambiante parecieron ser binarias eclipsantes cuando en realidad no lo eran.

Si bien existen pares de estrellas orbitando tan alejadamente una de otra como para evolucionar de forma independiente, en muchas ocasiones las binarias se encuentran a distancias tan cortas que su progreso individual se ve alterado por los cambios que sufre su compañera. Esos sistemas evolucionan entonces como un todo, creando objetos que de otra forma serían imposibles.

Las estrellas binarias proveen a los astrónomos el mejor método para determinar la masa de una estrella distante. La gravedad de las estrellas hace que éstas giren alrededor de centros de masa. Dependiendo de la órbita de las estrellas en la binaria visual, o según la variación del espectro en la Binaria Espectroscópica, la masa de la estrella puede ser determinada. De ésta la temperatura y el radio de la estrella pueden ser encontrados y, luego de encontrar la masa, se puede determinar la masa de otras estrellas No-Binarias.

Dado que existe una gran cantidad de estrellas en sistemas binarios, las estrellas binarias son de gran importancia para nuestro entendimiento acerca de cómo se forman las estrellas. En particular, el periodo y las masas de las binarias nos muestran la cantidad del momentum angular en el sistema. Dado que esta cantidad es conservada en la física, las binarias toman una importancia mucho mayor.

En estos sistemas la estrella de mayor masa usualmente esta designada como 'A', y su compañera como 'B'. Éste es el caso de la secuencia principal de Sirius, donde encontramos a Sirius A, junto a una Enana Blanca Sirius B. Aun así, si las estrellas se encuentran separadas por una gran distancia, pueden ser designadas con un superíndice, como por ejemplo Zeta Reticuli (ζ¹ Ret and ζ² Ret).

Ejemplo de una estrella binaria, donde dos cuerpos con masa similar orbitan alrededor de un centro de masa en órbitas elípticas.

Ejemplo de una estrella binaria, en donde dos cuerpos con una pequeña diferencia de masa orbitan alrededor de un centro de masa.

Se cree que alrededor del 75% de todas las estrellas se encuentran en sistemas Binarios, con un alrededor del 10% de estas estrellas con sistemas de más de dos estrellas.

Existe una relación directa entre el periodo de la órbita de una estrella binaria y la excentricidad de su órbita. En sistemas que tienen un menor periodo, a su vez tienen una baja excentricidad. Las estrellas binarias pueden ser encontradas con casi cualquier tipo concebible de separación, con pares que orbitan lo suficientemente cerca que prácticamente tienen contacto entre ellas, hasta pares que están separados por grandes distancias, por lo que la única forma posible de indicar que son binarias, es mediante el movimiento propio que se da en el espacio.

Se ha descubierto a su vez que los periodos de estos tipos de estrellas tienen una Distribución Log-normal, con una mayoría de los sistemas orbitando con periodos de 100 años. La relación demuestra que este tipo de estrellas tienen una formación muy parecida, que se da en el tiempo de la formación estelar.

· Binarias visuales: Aquellas que se pueden encontrar con los telescopios ordinarios. En este tipo de binarias ambos componentes son visibles en la imagen. Este tipo de binarias suelen estar no muy lejos de nosotros y bastante alejadas entre sí. Estas binarias, a pesar de su fácil observación, no suelen ser tan fáciles de detectar ya que sus períodos orbitales suelen ser del orden de cientos de años. Ni siquiera dos estrellas cercanas tendrían por qué ser binarias. Podrían ser dos estrellas que cruzaran sus trayectorias para no volverse a encontrar jamás.

· Binaria eclipsante: Sólo se observan cuando sus órbitas están alineadas con la nuestra de tal manera que, periódicamente, una estrella pasa por delante de la otra. Ello hace que se observen disminuciones regulares en la luminosidad, la llamada por los astrónomos curva de luz. Dado que su luminosidad va cambiando en el tiempo a veces pasan desapercibidas como estrellas variables. Usualmente estas estrellas tienen un período corto ya que la única manera de detectarlas es observar la regularidad en sus variaciones de luminosidad.

· Binarias astrométricas: En este tipo de sistemas dobles sólo es visible un componente de la estrella. Se detectan que son binarias gracias al "tirón" gravitatorio ejercido por su compañera invisible. Esto produce un movimiento oscilatorio respecto al fondo de estrellas fijas que puede ser medido por técnicas de paralaje si está lo suficientemente cerca, ya que este tipo de cálculos se realiza en estrellas aproximadamente entre los 10 parsecs, a distancias menores el ángulo de paralaje no existe o es tan pequeño, que los cálculos no se pueden realizar. Como las binarias visuales, las astrométricas requieren prolongados períodos de observación. El objeto invisible suele ser un cuerpo de muy baja o nula luminosidad como un remanente estelar, una enana roja o una enana marrón.

· Binarias estreptoscópicas: Al igual que las astrométricas, las espectroscópicas también poseen una estrella invisible. La diferencia radica en el modo en que es detectada. Esta vez, se logra gracias al desplazamiento Doppler en el espectro del astro visible. Después de observar la estrella durante el tiempo se nota un cambio periódico en las longitudes de ondas. La explicación de este cambio de frecuencia es resultado de la orbita, las estrellas algunas veces se mueven hacia la Tierra y luego se alejan de ella. Cuando la estrella se mueve hacia la Tierra se genera un movimiento azul en el espectro. Y cuando se aleja de nosotros el espectro cambia hacia el rojo. Esta técnica de mayor precisión que la del paralaje permite la detección de las estrellas binarias de forma más rápida. A pesar de todo algunas binarias no presentan casi ningún desplazamiento radial debido a la orientación de su órbita por lo que este método resulta inútil para éstas.

· Binarias ópticas (falsas binarias): Gracias a que las dos estrellas aparecen en el cielo muy cerca una de otra porque se encuentran en la misma visual. Sucede que en realidad están a distancias muy diferentes de nosotros.

Se puede distinguir una binaria óptica de una verdadera luego de observarlas por largos periodos de tiempo, usualmente años. Si el movimiento de la estrella es lineal se puede asumir que las estrellas no son binarias, sino falsas binarias.

Aunque parezca mentira, ha habido errores astronómicos bastante graves por esta simple confusión.

· Binarias separadas: son un tipo de estrellas binarias cuyos sus componentes se encuentran en el lóbulo de Roche, el área donde la fuerza gravitacional de la estrella es mayor que la del otro componente. Las estrellas no tienen efectos entre ellas, lo que hace que estas evolucionen separadamente. La mayor parte de las binarias pertenece a esta clase.

· Binarias semiseparadas: son estrellas donde uno de los componentes está en el lóbulo de Roche mientras que la otra no. El gas de la superficie del componente que llena el lóbulo de Roche (donador) es transferido a la otra estrella creciente. La transferencia de masa domina la evolución del sistema. En ambos casos se forma un disco de acrecimiento que envuelve a la estrella receptora. Ejemplos de este tipo son las binarias de Rayos X y la estrella binaria cataclísmica.

· Binarias en contacto: son una estrella binaria donde los dos componentes llenan su lóbulo de Roche. La parte más alta de la atmósfera estelar forma una cobertura común que rodea a las dos estrellas. Mientras la fricción de la cobertura rompe el movimiento orbital, las estrellas pueden llegar a fusionarse.

Mientras que no es posible que las estrellas binarias se formen a través de captura por medio de la gravedad entre dos estrellas solitarias, por ser estos tipos de eventos algo muy poco frecuente y no son considerados como el proceso de formación fundamental, algunas hipótesis sostienen que estos tipos de sistemas son creados durante la formación de la estrella. La fragmentación de la nube molecular durante la formación de la protoestrella es una explicación aceptable.

Al aumentar las estrellas de tamaño durante su evolución, en algún punto pueden exceder el lóbulo de Roche, lo que significa que algo de la materia de la estrella se aventura en la región donde la gravedad de la estrella compañera es mayor que la propia. El resultado es que la materia se va a transferir de una estrella a la otra mediante un proceso conocido como desborde del lóbulo de Roche, siendo absorbida mediante un impacto directo, o mediante un disco de acrecimiento.

Estas estrellas dobles en interacción causan procesos que de otra manera serían impensables en la evolución natural de una estrella solitaria. Los modelos dinámicos parecen indicar que en sistemas dobles próximos las masas de ambas estrellas serían parecidas ya que éstas se formarían al unísono en una sola región de colapso con un núcleo doble. Éste es el caso del sistema triple de Alfa Centauro pues en él se encuentran Alfa A y B que están bastante juntas y tienen masas similares mientras que Próxima, mucho menos masiva que las otras dos, se halla a gran distancia de estas ligada a su centro de masas pero sin capacidad de interacción con las dos primeras.

La gran distancia entre los componentes, como a su vez las diferencias de color hacen de Albireo una de las binarias visuales más fáciles de ver en el espacio. El miembro más brillante, es el tercer miembro más brillante de la constelación de Cygnus.

Otra binaria famosa es Sirius, la estrella más brillante en el cielo de noche, con una magnitud aparente de -1.46. Está localizada en la constelación de Canis Canis Major. En 1844 Friedrich Bessel dedujo que Sirius era Binario. En 1862 Alvan Graham Clark descubrió el compañero (Sirius B; La estrella visible es Sirius A). En 1915, astrónomos del Observatorio Monte Wilson, determinaron que Sirius B era una enana Blanca, la primera en ser descubierta. En el 2005 usando el telescopio espacial Hubble, los astrónomos determinaron que Sirius B tenía un diámetro de 12000km, con una masa del 98% del sol.

Un ejemplo de una binaria eclipsante es Almaaz, en la constelación Auriga. El componente visible pertenece a la clase espectral F0, el otro componente no es visible. Otra binaria eclipsante es Beta Lyrae, el cual es una estrella binaria en contacto en la constelación de Lyra. Las dos estrellas están tan cerca, que el material de la Fotósfera de cada una es intercambiado entre éstas. La forma de estas estrellas se ve afectada gracias al contacto mutuo entre ellas.

En astronomía, se denomina estrella binaria cercana (en inglés close binary) a una estrella binaria en la cual la separación entre componentes es comparable al diámetro de las estrellas. Existen tres tipos principales que se distinguen por el grado en que cada estrella llena su lóbulo de Roche.

La proximidad de las componentes en las estrellas binarias cercanas habitualmente deforma al menos una de las componentes, dando lugar a una variable elipsoidal rotante; a menudo el sistema constituye también una binaria eclipsante.

En astronomía se denomina binaria de contacto a una estrella binaria cuyas componentes están tan próximas que llenan sus lóbulos de Roche, llegando a tocarse o a fusionarse de manera que comparten su capa exterior de gas. Un sistema binario en donde ambas componentes comparten las capas exteriores puede llamarse "binaria de sobrecontacto" (overcontact binary en inglés). Prácticamente todas las binarias de contacto son binarias eclipsantes; las binarias eclipsantes de contacto son conocidas como variables W Ursae Majoris, cuyo arquetipo es la estrella W Ursae Majoris.

Una binaria espectroscópica es una estrella binaria en donde las dos componentes están tan próximas entre sí, o tan alejadas de la Tierra, que no pueden ser resueltas con la vista, ni siquiera utilizando poderosos telescopios. Sin embargo, su naturaleza binaria puede establecerse en base al desplazamiento Doppler de sus líneas espectrales.

Al girar sobre el centro de masas común, la estrella sucesivamente se acerca y se aleja de la línea de visión. Este movimiento genera en el espectro combinado de las dos estrellas una oscilación regular o desdoblamiento de sus líneas espectrales. Las binarias espectroscópicas con líneas dobles presentan dos conjuntos de líneas que oscilan con fases opuestas, cada uno correspondiente a una estrella. Las binarias espectroscópicas con una serie de líneas muestran la oscilación de un único grupo de líneas, debido a que la estrella secundaria es muy tenue.

Mizar A fue la primera binaria espectroscópica descubierta en 1889 por Edward Charles Pickering. Su período orbital es de 20,5 días y ambas componentes son aproximadamente igual de luminosas.

En astronomía, se denomina estrella blanca de la secuencia principal a una estrella de tipo espectral A y de clase de luminosidad V.

Este tipo de estrellas no debe ser confundido con las enanas blancas, que son remanentes estelares de escasa masa.

Las estrellas blancas de la secuencia principal, como indica su nombre, son estrellas situadas en la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell, lo que implica que -al igual que en el Sol- su energía proviene de la fusión de hidrógeno en helio.

De tipo A en la clasificación de Harvard, su espectro posee líneas bastante intensas de hidrógeno, así como líneas de metales ionizados. Su temperatura superficial varía entre 7100 y 9750 K y su masa está comprendida entre 1,5 y 3 masas solares.

En astronomía una estrella compacta (en algunas ocasiones Objeto compacto) se refiere colectivamente a enanas blancas, estrellas de neutrones, estrellas de quarks, estrellas de preones (estos últimos hipotéticos), púlsares, magnetares, estrellas-Q y a agujeros negros.

A diferencia de una estrella típica, no contrarresta a la gravedad mediante la presión generada por reacciones de fusión nuclear en su interior. Tales objetos son, de hecho, el resultado del agotamiento del combustible nuclear de las estrellas. Por ello también son frecuentemente denominadas como remanentes estelares. Sin ninguna fuente de energía que luche contra el colapso estas estrellas muertas están comprimidas al máximo de lo que permite su masa. Se mantienen estables sujetas por fuerzas nucleares de origen cuántico. A tan elevadas densidades, la materia se halla en un estado que se denomina degenerado. En casos extremos el objeto es incapaz de sostenerse a sí mismo formando así una singularidad espaciotemporal. Dependiendo de la masa inicial de la estrella y de cuanta masa haya perdido o ganado a lo largo de su vida el fin de las reacciones nucleares trae consigo la aparición de un tipo u otro de objeto compacto.

Estas estrellas conforman el punto final de la evolución estelar. Una estrella brilla y por lo tanto pierde su energía. La perdida por la superficie es compensada por la producción de energía por medio de fusión nuclear en el interior de la estrella. Cuando la estrella ha perdido su energía la presión del gas en el interior caliente no puede soportar el peso de la estrella, y ésta colapsa en un estado más denso: una estrella compacta.

Aunque las estrellas compactas pueden producir radiación, y por lo tanto perder temperatura y energía, estas estrellas no dependen de su temperatura para mantener su presión. Exceptuando alguna perturbación externa o un decaimiento de Barion, este tipo de estrellas van a subsistir por siempre. Eventualmente, ya pasado el tiempo suficiente, las estrellas van a evolucionar en estrellas compactas oscuras.

En astronomía, se denomina estrella con envoltura (shell star en inglés) a una estrella caliente de la secuencia principal, generalmente de clase espectral B, A, o F, cuyo espectro muestra líneas de emisión que supuestamente son debidas a un anillo o envoltura gaseosa que rodea la estrella. Las estrellas variables de este tipo, en donde la expulsión de la envoltura provoca una pérdida temporal de brillo, reciben el nombre de variables Gamma Cassiopeiae.

Ejemplos de estrellas con envoltura son δ Centauri, η Centauri, α Arae, ψ¹ Orionis y 48 Librae; en esta última las observaciones indican una envoltura en expansión. π² Pegasi es un raro ejemplo de estrella con envoltura de tipo espectral F. Tsih (γ Cassiopeiae), prototipo de las variables que llevan su nombre, también es una estrella de este tipo.

Las estrellas con líneas metálicas, también denominadas estrellas Am, son estrellas cuyo espectro presenta líneas de absorción fuertes y a menudo variables de algunos metales (de donde proviene la m), como zinc, estroncio, cobre, zirconio y bario, y deficiencias de otros, como calcio y/o escandio. Estos contenidos anómalos se deben a que algunos elementos que absorben mejor la luz son empujados hacia la superficie, mientras que otros se hunden debido a la fuerza de la gravedad. Este efecto tiene lugar sólo si la velocidad de rotación es baja.

Normalmente las estrellas de tipo A giran deprisa, pero la mayor parte de las estrellas Am forman parte de un sistema binario en donde la rotación de las dos estrellas se ha ralentizado debido a la fuerza de marea.

Las estrellas CH son una clase de estrellas de carbono caracterizadas por la presencia de bandas de absorción CH sumamente fuertes en sus espectros. Pertenecientes a la población estelar II, son estrellas pobres en metales y en general relativamente antiguas, con una luminosidad inferior a la de estrellas de carbono C-N clásicas. Típicamente se encuentran en el halo galáctico y en cúmulos globulares. El estudio de las estrellas CH puede proporcionar información directa sobre el papel desempeñado por estrellas del halo de baja y media masa en la evolución temprana de la galaxia.

Muchas de estas estrellas forman parte de sistemas binarios, y es razonable creer que esto es así para todas las estrellas CH. Al igual que las estrellas de bario, son probablemente el resultado de una transferencia de masa de una antigua estrella de carbono clásica, ahora una enana blanca, a la estrella actualmente clasificada como estrella CH.

Las estrellas de bario son estrellas gigantes de tipo espectral G y K, cuyos espectros muestran exceso de elementos generados por medio del «proceso-s» de captura de neutrones, por la presencia de bario ionizado, Ba⁺ y Ba²⁺, a una longitud de onda de 455,4 nm. Las estrellas de bario también presentan los rasgos espectrales del carbono acentuados —las líneas de las moléculas CH, CN y CN₂. Esta clase de estrellas fue reconocida y organizada por William Bidelman y Philip Keenan.

El estudio de las velocidades radiales de este tipo de estrellas induce a pensar que todas las estrellas de bario son binarias. Observaciones en el ultravioleta realizadas con el International Ultraviolet Explorer han detectado enanas blancas como compañeras estelares de algunas estrellas de bario.

Se piensa que las estrellas de bario son el resultado de transferencia de masa en un sistema binario. Dicha transferencia tuvo lugar cuando la estrella gigante actual era todavía una estrella de secuencia principal. Su compañera, la estrella donante, era una estrella de carbono en la rama asintótica gigante (RAG) que había producido carbono y elementos de proceso-s en su interior. Estos productos, provenientes de la fusión nuclear, fueron llevados por convección hacia la superficie de la gigante. Parte de este material contaminó la superficie de la estrella de secuencia principal cuando la donante perdió masa al final de su evolución, convirtiéndose posteriormente en una enana blanca. Ahora vemos el sistema un tiempo indeterminado después del evento de transferencia de masa, cuando la estrella donante ya se ha convertido en una enana blanca difícil de detectar, y la estrella contaminada ha evolucionado hasta ser, a su vez, una gigante roja.

Históricamente las estrellas de bario planteaban un enigma; dentro de la teoría estándar de la evolución estelar, las gigantes de tipo G y K no poseen masa suficiente como para poder sintetizar el carbono y otros elementos del proceso-s detectados en sus superficies. El descubrimiento de la duplicidad de estas estrellas resuelve el problema, en cuanto sitúa el origen de las peculiaridades espectrales en una compañera estelar lo suficientemente masiva como para producir dichos elementos. Se piensa que el episodio de transferencia de masa es muy breve dentro de la escala de tiempo de vida de la binaria. Esta hipótesis predice la existencia de estrellas de bario de la secuencia principal; se conoce al menos una estrella de estas características, HR 107.

Estrellas de bario prototípicas son ζ Capricorni, HR 774 y HR 4474. Otras estrellas de bario más conocidas son Alfard (α Hydrae), Gacrux (γ Crucis) y Atria (α Trianguli Australis).

Una estrella de carbono es una estrella de tipo tardío similar a las gigantes rojas (u ocasionalmente enana roja) cuya atmósfera contiene más carbono que oxígeno (a diferencia de las estrellas "normales"). Los dos elementos se combinan en las capas más externas de la estrella, formando monóxido de carbono, el cual consume todo el oxígeno en la atmósfera, dejando el carbono libre para formar otros compuestos de carbono, dando a la estrella una atmósfera "tiznada", y apariencia roja sobresaliente para observadores humanos. Las características espectrales de estas estrellas son muy distintivas, y fueron reconocidas por primeras vez por su espectro por Angelo Secchi en los años 1860 – los primeros años de la espectroscopia astronómica.

Se suele subdividir las estrellas de carbono y explicar las diferentes clases por diferentes mecanismos astrofísicos. McClure distingue entre estrellas de carbono clásicas, y otras no-clásicas que son menos masivas.

En las estrellas de carbono clásicas, se cree que la abundancia de carbono es un producto de la fusión de helio, específicamente el proceso triple alfa en el interior de una estrella, el cual las gigantes alcanzan cerca del final de sus vidas en la llamada Rama asintótica gigante (en inglés AGB, Asymptotic Giant Branch). Estos productos de la fusión nuclear han sido traídos a la superficie estelar por episodios de convección posteriores a la producción de carbono y otros elementos. Normalmente este tipo de estrella de carbono AGB fusiona hidrógeno en una capa de combustión de hidrógeno, pero en episodios separados por 10⁴-10⁵ años, la estrella pasa a la fusión de helio en una capa, mientras la fusión de hidrógeno cesa temporalmente. En esta fase la luminosidad de la estrella aumenta, y material del interior estelar (en particular carbono) asciende. Puesto que la luminosidad se eleva, la estrella se expande con lo que la fusión de helio cesa, y la fusión de hidrógeno se reanuda. En estas fases de fusión rápida de helio, la pérdida de masa de la estrella es considerable, y luego de varios episodios, una estrella AGB se transforma en una enana blanca caliente, y su atmósfera es el material para una nebulosa planetaria.

En astronomía, se denomina estrella de disco a una estrella que se encuentra dentro del disco galáctico de una galaxia espiral, como es el caso de nuestra galaxia, la Vía Láctea.

Las llamadas estrellas del disco fino, como el Sol o Alfa Centauri, se encuentran a una distancia típica de unos 1000 años luz del centro del plano de la galaxia. Por otra parte, las estrellas del disco grueso, como Lalande 21185, tienden a tener velocidades más altas fuera del plano galáctico y se encuentran en una distancia media de unos 3500 años luz del centro del plano galáctico. La brillante Arturo (α Bootis) y Menkent (θ Centauri) podrían ser estrellas del disco grueso galáctico.

Más allá de los límites del disco grueso de la galaxia se encuentra el halo galáctico.

Una estrella de helio es una estrella de tipo espectral O o B cuyo espectro muestra líneas de absorción de helio especialmente fuertes, y líneas de hidrógeno débiles o ausentes. Las estrellas de helio extremas no presentan trazas de hidrógeno, mientras que las estrellas de helio medias muestran líneas de hidrógeno visibles pero más débiles que en las estrellas normales. La pérdida de las capas exteriores de hidrógeno, dejando expuesto el núcleo de helio, puede deberse a un fuerte viento estelar (como en las estrellas de Wolf-Rayet), o a la transferencia de masa en una estrella binaria cuyas componentes están muy próximas (estrellas binarias de contacto). Las estrellas γ² Velorum, α Telescopii y σ Orionis E son ejemplos de estrellas de helio.

Asimismo, se denomina variable de helio a una estrella Bp (B peculiar) en donde la intensidad de las líneas de absorción de helio varía periódicamente.

Se denominan estrellas de mercurio-manganeso a una clase de estrellas peculiares no magnéticas que presentan una línea prominente a 398,4 nm en su espectro, debido a la absorción de mercurio ionizado. Suelen ser estrellas de la secuencia principal de tipo espectral B con una temperatura efectiva comprendida entre 10.500 K y 15.000 K. Los miembros de esta clase muestran una amplia variedad de anomalías químicas, con algunos contenidos muy bajos y otros muy altos de ciertos elementos químicos.

Las estrellas de mercurio-manganeso presentan dos características distintivas. Por una parte muestran un exceso de elementos como fósforo, manganeso, galio, estroncio, itrio, zirconio, platino y mercurio, y por otra parte carecen de un campo magnético fuerte. Las abundancias de algunos elementos pueden ser 105 veces mayores que las existentes en el Sol.

Tienden a ser estrellas de lenta rotación en relación a otras estrellas análogas y en consecuencia su atmósfera está en relativa calma. Se piensa que los contenidos anómalos se deben a un ambiente hidrodinámico sumamente estable; diferentes tipos de átomos se hunden por la acción de la gravedad, mientras que otros son empujados al exterior por la presión de radiación, haciendo que su distribución no sea homogénea.

Las estrellas de mercurio-manganeso son consideradas importantes laboratorios para estudiar efectos hidrodinámicos estelares. Utilizando los resultados de un gran número de estrellas es posible estudiar la dependencia de los contenidos elementales con los parámetros estelares, así como hacer comparaciones con las predicciones teóricas.

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.

Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).

La principal característica de las estrellas de neutrones es que resisten el colapso gravitatorio mediante la presión de degeneración de los neutrones, sumado a la presión generada por la parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte entre bariones. Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que equilibran la fuerza de gravedad con la presión térmica originada en las reacciones termonucleares en su interior.

Actualmente no se sabe si el núcleo de una estrella de neutrones tiene la misma estructura que sus capas externas o si, por el contrario, está formado por plasma de quarks-gluones. Lo cierto es que las altísimas densidades que se dan en la zona central de estos objetos son tan elevadas que no permiten hacer predicciones válidas con modelos informáticos ni con observaciones experimentales.

Una estrella de preones es una hipotética estrella compacta formada por preones, unas partículas subatómicas teóricas que compondrían los quarks y leptones. Se predice que las estrellas de preones poseerían enormes densidades, del orden de 10²⁰ g/cm³, una densidad intermedia entre las estrellas de quarks y los agujeros negros. Las densidades son tan gigantescas, que una estrella de preones que tuviera la masa de la Tierra tendría el tamaño de una pelota de tenis.

Esta clase de objetos podrían ser detectados, en principio, mediante lentes gravitacionales o con rayos gamma. La existencia de las estrellas de preones podría explicar algunas incongruencias observacionales que actualmente se solucionan mediante la hipótesis de la materia oscura.

Las estrellas de preones se originarían a causa de explosiones de supernova o en el big bang, aunque sería bastante complicado explicar la formación de estos objetos tan pesados y compactos.

El término estrella de quarks o estrella extraña es usado para denominar un tipo de estrella exótica en la cual, debido a la alta densidad, la materia existe en forma de quarks desconfinados. Lo anterior es comúnmente llamado un plasma de quarks-gluones.

Este estado de la materia podría encontrarse en regiones internas de estrellas de neutrones, o bien componer la totalidad de la estrella. En el segundo caso, la materia no se mantendría unida por la atracción gravitacional, sino por la interacción fuerte entre los quarks. En este caso, la estrella se dice autoligada.

Si bien no se han observado objetos que puedan ser asociados a estrellas compuestas completamente de quarks, la existencia de quarks desconfinados en el interior de estrellas de neutrones no está descartada, ya que la composición de la materia a esas densidades es aún incierta.

Se han descubierto dos posibles candidatos a estrellas de quarks, RX J1856.5-3754 y 3C58. Inicialmente catalogadas como estrellas de neutrones, la primera parece más pequeña y la segunda más fría de lo que deberían ser, lo que sugiere que pueden estar compuestas por un material de mayor densidad que la materia degenerada. No obstante, los resultados no son concluyentes. Recientemente, un tercer objeto, denominado XTE J1739-285, también ha sido propuesto como posible candidato.

Las estrellas de tecnecio son estrellas cuyo espectro revela la presencia del elemento tecnecio. Las primeras estrellas de este tipo fueron descubiertas en 1952, proporcionando la primera prueba directa de la nucleosíntesis estelar, es decir, la fabricación de elementos más pesados a partir de otros más ligeros en el interior de las estrellas. Como los isótopos más estables de tecnecio tienen una vida media de sólo un millón de años, la única explicación para la presencia de este elemento en el interior de las estrellas es que haya sido creado en un pasado relativamente reciente. Se ha observado tecnecio en algunas estrellas M, estrellas MS, estrellas MC, estrellas S, y estrellas C.

Entre las estrellas de tecnecio más conocidas cabe destacar R Hydrae, T Ceti, Ji Cygni (χ Cyg), NO Aurigae y OP Herculis.

En astronomía, las estrellas de tipo S (o simplemente estrellas S) son gigantes rojas de tipo espectral S similares a las de tipo M, excepto que los óxidos dominantes en su espectro son los formados por metales del quinto período de la tabla periódica (circonio, itrio, etc) en vez de los del cuarto período (titanio, escandio y vanadio). Las estrellas de tipo S presentan bandas intensas de cianógeno (CN) y contienen líneas espectrales de litio y tecnecio. Las estrellas S puras, llamadas también estrellas de circonio, son aquellas en donde las bandas de óxido de circonio son muy intensas y las de óxido de titanio están ausentes o son apenas perceptibles. Las estrellas SC son intermedias entre las estrellas de tipo S y las estrellas de carbono, mostrando una relación entre los contenidos de carbono y oxígeno próxima a la unidad.

Imagen de la nebulosa M1-67 que rodea a WR 124, obtenida con el Telescopio Espacial Hubble.

Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR) son estrellas masivas (con más de 20-30 masas solares), calientes y evolucionadas que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares.

Este tipo de estrellas tiene temperaturas superficiales de entre de 25.000 - 50.000 K (en algunos casos incluso más), elevadas luminosidades, y son muy azules, con su pico de emisión situado en el ultravioleta. Sus espectros muestran bandas de emisión brillantes correspondientes a hidrógeno o helio ionizado -los cuales son relativamente escasos-. La superficie estelar también presenta líneas de emisión anchas de carbono, nitrógeno y oxígeno. Constituyen el tipo espectral W, el cual se divide a su vez en tres tipos: WN (si abunda el nitrógeno, que se explica por la presencia en la superficie estelar de elementos que han intervenido en el ciclo CNO), y WC y WO (si abunda el carbono y si abunda el oxígeno respectivamente; el segundo es mucho más raro y en ambos casos, la presencia de dichos elementos se interpreta como la presencia en la fotosfera de productos del proceso triple alfa). Las estrellas Wolf-Rayet más brillantes son del primer tipo. A menudo suelen formar parte de sistemas binarios en los cuales la otra estrella suele ser también una estrella masiva de tipo espectral O y B, o bien, en unos pocos casos, un objeto colapsado como una estrella de neutrones o un agujero negro. La estrella más brillante de este tipo es Gamma-2 Velorum, de magnitud aparente 1,9 y situada en la constelación de Vela.

Las galaxias de Wolf-Rayet son galaxias con un elevado número de estrellas de tipo WR, como por ejemplo NGC 4214.

Fueron descubiertas por los astrónomos franceses Charles Wolf y Georges Rayet, quienes identificaron en la constelación del Cisne tres estrellas peculiares con bandas de emisión brillantes y colores amarillos. Las estrellas WR se identifican mediantes las iniciales WR y un número (por ejemplo WR 104).

En astronomía se denomina estrella doble a dos estrellas que parecen muy próximas vistas desde la Tierra. Existen dos tipos de estrellas dobles:

Un ejemplo de binaria visual es Gamma Delphini (γ Del), en donde ambas componentes, separadas 9,6 segundos de arco, se encuentran a una distancia entre sí que varía entre 40 y 600 UA, completando una órbita cada 3249 años. Como ejemplo de doble óptica está Anser (α Vulpeculae) y 8 Vupeculae, visualmente una binaria amplia, pero en donde la separación real entre ambas estrellas es de unos 200 años luz.

En astronomía se denomina estrella doble óptica o estrella binaria óptica a dos estrellas que aunque parecen estar muy cerca una de la otra, vistas desde la Tierra, en realidad se hallan separadas por una gran distancia en el espacio y no se encuentran gravitacionalmente unidas entre sí. En este sentido son diferentes de las estrellas binarias propiamente dichas, en donde ambas estrellas se encuentran próximas en el espacio y giran alrededor de un centro de masas común.

Las estrellas dobles ópticas se distinguen de las estrellas binarias mediante su observación durante un largo período de tiempo, normalmente años. Si el movimiento relativo parece lineal, se puede asumir con seguridad que el movimiento se debe únicamente al movimiento propio de las estrellas y que forman una doble óptica. En el caso de una verdadera estrella binaria, el ángulo de posición cambia progresivamente y la distancia entre ambas estrellas oscila entre un máximo y un mínimo.

Se denomina estrella exótica a una estrella compacta compuesta por algo distinto a electrones, protones y neutrones, en donde el colapso gravitacional es compensado por la presión de degeneración. Este término incluye a las estrellas extrañas, compuestas por materia extraña, y a las estrellas de preones, compuestas de preones.

Las estrellas exóticas son en gran medida teóricas, pero observaciones llevadas a cabo con el Observatorio Chandra de rayos X en 2002 han detectado dos candidatas a estrellas extrañas, llamadas RX J1856.5-3754 y 3C58, inicialmente consideradas estrellas de neutrones. De acuerdo a las leyes conocidas de la física, la primera es mucho más pequeña y la segunda mucho más fría de lo que debieran ser, lo que sugiere que pueden estar compuestas por un material más denso. Sin embargo, estas observaciones han sido puestas en duda por diversos investigadores que no las consideran concluyentes.

Las estrellas FU Orionis, también llamadas objetos FU Orionis (FU Ori), son estrellas pre-secuencia principal que muestran un cambio muy acusado de magnitud y tipo espectral. Un ejemplo ilustrativo es la estrella V1057 Cygni, que llegó a ser 6 magnitudes más brillante y cuyo tipo espectral cambió de dKe a supergigante F.

El modelo actual asocia las llamaradas de las estrellas FU Orionis a una abrupta transferencia de masa desde un disco de acreción a una joven estrella T Tauri de baja masa.

La erupción tiene lugar a lo largo de ~ 1 año, pero puede ser mucho más larga. La duración de esta fase de alta luminosidad es del orden de décadas. Sin embargo, a pesar de su corta duración relativa, todavía no se ha observado la conclusión de esta fase en un objeto FU Orionis. Comparando el número de estallidos FU Ori con el índice de formación estelar en la vecindad del Sol, se estima que una joven estrella media experimenta aproximadamente 10-20 erupciones FU Ori en el transcurso de su vida.

Los prototipos de esta clase son: FU Orionis -que da nombre al grupo-, V1057 Cygni y V1515 Cygni; recientemente se ha añadido al grupo la protoestrella V1647 Orionis, que entró en erupción en enero de 2004.

Una estrella fugitiva (runaway star en inglés) es una estrella que se mueve a través del espacio con una velocidad inusitadamente alta en comparación con otras estrellas de su entorno. La velocidad es supersónica con relación al medio interestelar circundante.

Aunque ambos mecanismos son posibles, los astrónomos suelen ser más partidarios de la hipótesis de la supernova, por ser en la práctica más probable.

Un ejemplo de estrellas fugitivas relacionadas son AE Aurigae, 53 Arietis y μ Columbae, cada una de ellas moviéndose lejos de las demás a velocidades de más de 100 km/s. Buscando el punto de origen, éste se encuentra cerca de la Nebulosa de Orión, en una explosión que pudo producirse hace dos millones de años. La nebulosa de emisión Sh 2-276 (el Lazo de Barnard) se piensa que es el remanente de aquella supernova que expulsó a las mencionadas estrellas.

Otro ejemplo es la estrella ζ Ophiuchi, que se aleja a gran velocidad de una estrella de neutrones (PSR J1932+1059), a raíz probablemente de la explosión de la supernova que le dio origen hace un millón de años.

Una estrella fulgurante es una estrella poco luminosa de la secuencia principal que despide llamaradas y sufre aumentos bruscos e impredecibles en su brillo, de unos minutos a unas pocas horas de duración. Este incremento tiene lugar en todo el espectro electromagnético, desde rayos X a ondas de radio.

Las estrellas fulgurantes siempre son enanas rojas de tipos espectrales M y K-tardíos, correspondientes a temperaturas entre 2500 y 4000 K, con una masa comprendida entre 0,1 y 0,6 masas solares. Frecuentemente presentan líneas de emisión detectables de hidrógeno y calcio en su espectro, indicando actividad cromosférica. Estudios recientes indican que también las enanas marrones pueden ser fulgurantes, si bien hay pocos datos al respecto. Además, en nueve estrellas análogas solares se han observado llamaradas similares a las de las estrellas fulgurantes. Se ha propuesto que el mecanismo puede ser similar al de las variables RS Canum Venaticorum, siendo las llamaradas inducidas por un objeto acompañante, un planeta joviano invisible en una órbita cercana.

La variabilidad en las estrellas fulgurantes se caracteriza por un aumento rápido, irregular y de gran amplitud en el brillo estelar, seguido de un descenso mucho más suave (de minutos a horas) hasta el nivel normal. Las mayores variaciones tienen lugar en el extremo azul del espectro visible. También se han observado incrementos en las regiones de ondas de radio y rayos X del espectro, que no coinciden necesariamente con los del espectro visible.

Se piensa que las llamaradas en las estrellas fulgurantes son análogas a las erupciones solares, pero con algunas diferencias importantes. Por una parte, las estrellas fulgurantes son intrínsecamente débiles en luz visible, especialmente en longitudes de onda cortas. Por ello, la erupción eleva drásticamente la luminosidad en el rango ultravioleta-azul. En segundo lugar, el tamaño de las erupciones puede tener un tamaño significativo en comparación con la propia estrella, mientras que en el Sol están limitadas a unos pocos miles de km.

En 2004 se registró una gran erupción en la estrella GJ 3685A que aumentó su brillo unas 10.000 veces, en un llamarada de 20 minutos de duración. Incluso para este tipo de estrellas, su intensidad fue anormalmente alta. Igualmente, en 2008 se observó una enorme erupción en la estrella EV Lacertae, miles de veces más grande que la mayor erupción observada en el Sol.

Una estrella gigante (giant star en inglés) es una estrella con un radio y una luminosidad sustancialmente mayores que una estrella de la secuencia principal con la misma temperatura superficial. Típicamente, su radio está entre 10 y 100 veces el radio solar y su luminosidad está entre 10 y 1000 veces la del Sol. Aquellas estrellas más luminosas que las estrellas gigantes se llaman supergigantes e hipergigantes. Debido a su gran tamaño y luminosidad, las estrellas gigantes se sitúan por encima de la secuencia principal (clase V en la clasificación por luminosidad de Yerkes) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, correspondiendo a las clases de luminosidad II y III.

Una estrella se convierte en gigante cuando se ha agotado todo el hidrógeno disponible para la fusión en su núcleo, y como resultado de ello, ha abandonado la secuencia principal. Una estrella con una masa inicial inferior a 0,4 masas solares nunca será una estrella gigante. Estas estrellas tienen su interior muy mezclado por convección y por ello continúan la fusión del hidrógeno hasta que se agota en toda la estrella; a partir de ahí se convierten en una enana blanca compuesta fundamentalmente de helio. No obstante, la teoría predice que la duración de este proceso es mayor que la edad actual del universo.

Si una estrella es más masiva que el mencionado límite inferior, cuando ha consumido todo el hidrógeno en su núcleo para la fusión, dicho núcleo de helio inerte empieza a contraerse mientras que el hidrógeno sigue fusionándose en helio en una cáscara que rodea a aquél. Al mismo tiempo, la envoltura de la estrella se expande y enfría. En esta etapa de la evolución estelar, denominada rama subgigante en el diagrama de Hertzsprung-Russell, la luminosidad de la estrella apenas aumenta mientras su temperatura superficial disminuye. Al llegar a un límite inferior crítico para la temperatura superficial, la estrella se ve obligada a aumentar su volumen y luminosidad a temperatura superficial (o sea, color) prácticamente constante; en otras palabras, la estrella asciende por la rama gigante en el diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta etapa la estrella se ha convertido en una gigante roja; mientras tanto, el núcleo continúa contrayéndose y aumentando su temperatura.

Se cree que si la masa de la estrella, durante su etapa en la secuencia principal, es inferior a 0,5 masas solares, no se alcanzarán la temperaturas necesarias para que se produzca la fusión del helio. Por el contrario, si la temperatura en el núcleo alcanza los 10⁸ K, el helio empezará a transformarse en carbono y oxígeno mediante el proceso triple alfa. La energía generada por la fusión del helio hace que el núcleo se expanda. Esto hace que la presión disminuya en la capa que rodea al núcleo donde el hidrógeno se transforma, decreciendo el ritmo de producción de energía. La luminosidad de la estrella disminuye, sus capas exteriores se contraen nuevamente, y la estrella abandona la rama gigante roja.

La evolución posterior dependerá de la masa de la estrella. Si no es muy masiva, se la encontrará en la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell, o su posición en el diagrama se moverá en bucles. Si la masa de la estrella no supera las 8-10 masas solares, agotará el helio de su núcleo para empezar a fusionarlo en una cáscara alrededor del mismo. De nuevo, aumentará su tamaño y luminosidad, subiendo por la llamada rama asintótica gigante del diagrama de Hertzsprung-Russell. Una vez que la estrella se ha despojado de la mayor parte de su masa, su núcleo formará una enana blanca de carbono-oxígeno. Si la masa de la estrella es la suficiente como para iniciar la fusión del carbono (más de 8-10 masas solares), la estrella no aumentará excesivamente su luminosidad al abandonar la secuencia principal, pero sí se volverá más roja. Pueden llegar a evolucionar en supergigantes rojas o, si existe pérdida de masa, en supergigantes azules. En última instancia se convertirán en enanas blancas compuestas por oxígeno y neón, o explotarán como supernovas de tipo II para formar una estrella de neutrones o un agujero negro.

Una estrella gigante luminosa es una estrella de clase de luminosidad II en la clasificación MKK. Son estrellas cuyas características son intermedias entre las de una estrella gigante y las de una estrella supergigante. En general entran dentro de este grupo aquellas estrellas gigantes con una luminosidad especialmente alta, si bien no son tan brillantes ni tan masivas como para ser clasificadas como supergigantes.

Las estrellas Herbig Ae/Be son estrellas jóvenes pertenecientes a los tipos espectrales A y B, que aún no han entrado en la secuencia principal. Están envueltas en nubes de gas y polvo y pueden estar rodeadas de un disco circumestelar. Tienen una masa comprendida entre 2 y 8 masas solares y aún se encuentran en la fase de formación estelar (contracción gravitatoria), aproximándose a la secuencia principal, pero sin que se haya iniciado la fusión de hidrógeno en su núcleo. Su nombre se debe al astrónomo George Herbig, que en 1960 distinguió a este tipo de estrellas de las demás.

En ocasiones, las estrellas Herbig Ae/Be muestran cambios significativos en su brillo. Se piensa que se debe a la existencia de grumos (protoplanetas o planetesimales) en el disco circumestelar.

Objetos parecidos a las estrellas Herbig Ae/Be pero con masa menor (inferior a 2 masas solares) son las ya citadas estrellas T Tauri, que corresponden a estrellas de tipo espectral F, G, K y M que aún no han entrado en la secuencia principal. No se han observado objetos similares con masa superior a 8 masas solares, pues evolucionan muy rápidamente: cuando son visibles ya se produce la fusión del hidrógeno en el núcleo y son, por tanto, estrellas de la secuencia principal.

AB Aurigae, V700 Monocerotis y V856 Scorpii son algunas de las estrellas de esta clase más conocidas.

Las estrellas Lambda Bootis son una clase de estrellas con líneas metálicas débiles cuyo tipo espectral está comprendido entre B-tardío y F-temprano. Muestran una carencia de elementos pesados (particularmente del grupo del hierro) con la clara excepción de carbono, nitrógeno, oxígeno y azufre.

La naturaleza de las estrellas Lambda Bootis no es bien conocida. Pueden ser estrellas de Población I, o bien estrellas pre-secuencia principal o estrellas de la secuencia principal formadas a partir de un gas cuyos átomos metálicos fueron absorbidos por polvo interestelar.

Es un grupo particularmente escaso; se piensa que como máximo un 2% de las estrellas comprendidas dentro del dominio espectral relevante son estrellas Lambda Bootis. El prototipo de esta clase es Lambda Bootis (λ Boo).

Una estrella múltiple consiste en una agrupación de tres o más estrellas que, siendo observadas desde el planeta Tierra, parecen estar cerca unas de otras. Este fenómeno puede ser solo aparente, en cuyo caso la estrella múltiple es óptica, o, en el caso de que las estrellas estén físicamente cerca, ser un fenómeno físico. Una estrella múltiple física es una forma de sistema estelar multiple. Las estrellas múltiples pueden nombrarse como triple si están compuestas por tres estrellas, cuádruple si tienen cuatro y así en adelante. Una estrella física triple también es llamada estrella trinaria o sistema estelar triple.

En un sistema estelar triple, cada estrella orbita el centro de masa del sistema. Usualmente, dos de las estrellas forman una estrella binaria y la tercera se encuentra más alejada. Esta configuración es jerárquica. Sistemas estelares que contengan más de tres estrellas usualmente también son jerárquicos.

Este fenómeno, junto a las estrellas binarias, son sucesos comunes en el universo. Como sugieren las observaciones, las formaciones estelares resultan ser sistemas múltiples tan frecuentemente como estrellas simples, como nuestro Sol. Las estrellas pertenecientes a un sistema múltiple orbitan entre sí, además de moverse alrededor de su centro de masa, gracias a su interacción gravitacional mutua; un efecto que puede ser notado en una observación de cambios en sus posiciones relativas y velocidades radiales.

Cástor es un conocido ejemplo de sistema estelar múltiple y Sirio podría también serlo si finalmente se confirma la existencia de una tercera componente de esta estrella que hasta ahora se reconoce como binaria.

En astrofísica, se denominan estrellas peculiares o estrellas químicamente peculiares a aquellas estrellas cuya abundancia en metales es anómala, al menos en sus capas superficiales.

Las estrellas químicamente peculiares son frecuentes entre las estrellas calientes de la secuencia principal, en cuyo interior se produce la fusión nuclear de hidrógeno. Éstas han sido divididas en cuatro clases principales sobre la base de sus espectros:

En general, se piensa que la peculiar composición química observada en la superficie de estas estrellas está causada por procesos que han tenido lugar después de la formación de la estrella, tales como difusión o efectos magnéticos en sus capas externas. Estos procesos hacen que algunos elementos se asienten en las capas inferiores de la atmósfera, mientras que otros elementos ascienden desde el interior hacia la superficie, provocando las particularidades espectrales observadas. Se supone que el interior de la estrella, así como la estrella en su conjunto, poseen una abundancia química más normal que refleja la composición de la nube de gas a partir de la cual se ha formado.

También hay estrellas peculiares frías, estrellas de tipo espectral G o posterior, pero habitualmente estas estrellas no son de la secuencia principal. Por lo general, estas estrellas son identificadas por el nombre de su clase o alguna etiqueta específica adicional, quedando la frase químicamente peculiar restringida a los miembros de uno de los tipos de estrellas calientes descritos arriba.

Muchas de las estrellas químicamente peculiares frías son el resultado de la mezcla de productos de la fusión nuclear desde el interior hacia la superficie de la estrella; éstas incluyen la mayor parte de las estrellas de carbono y estrellas de tipo S. Otras son el resultado de transferencia de masa en una estrella binaria; ejemplos de éstas incluyen las estrellas de bario y algunas estrellas de tipo S.

Una estrella pre-secuencia principal (estrella u objeto PMS, acrónimo del inglés pre-main sequence star) es una estrella que está en la fase evolutiva previa a la secuencia principal. Se dividen en estrellas T Tauri o estrellas FU Orionis (masa solar <2), y estrellas Herbig Ae/Be (masa solar 2-8).

La fuente de energía en estos objetos proviene del colapso gravitacional, a diferencia de las estrellas de secuencia principal, cuya energía se obtiene por la fusión nuclear de hidrógeno en el núcleo estelar. En el diagrama HR, la etapa pre-secuencia principal para estrellas de masa inferior a 0,5 masas solares se traduce en un movimiento a lo largo de los trayectos evolutivos de Hayashi (casi verticalmente hacia abajo) y más adelante a lo largo de las trayectos evolutivos de Henyey (casi horizontalmente a la izquierda, hacia la secuencia principal).

Las estrellas pre-secuencia principal se pueden distinguir de las estrellas enanas analizando su espectro para medir la correlación entre gravedad y temperatura. Una estrella PMS aparecerá "más hinchada" que una estrella de secuencia principal.

Mientras la materia circundante esté cayendo sobre la condensación central, el objeto se considera una protoestrella. Cuando la envoltura de gas y polvo circundante se dispersa y el proceso de acreción se detiene, la estrella se considera una estrella pre-secuencia principal. Las estrellas PMS comienzan a ser observables en el espectro visible cuando sobrepasan la línea de nacimiento estelar, situada a la derecha de la secuencia principal en el diagrama HR. La etapa pre-secuencia principal dura menos del 1% de la vida de una estrella, mientras que la estrella pasará cerca del 80% de su vida en la secuencia principal.

Se cree que durante esta etapa todas las estrellas tienen discos circumstelares densos, los sitios más probables para la formación planetaria.

Una estrella «Q» es una estrella compacta de neutrones con un exótico estado de materia . El termino «Q» no debe asociarse con estrella de quarks , ya que «Q» no se refiere a quark sino a un número determinado de partículas (quantum). Las estrellas-Q son confundidas con agujeros negros de masa estelar. Un candidato de este tipo sería el objeto compacto en el sistema de V404 Cyg.

Comparación de dos fotografías, a la izquierda tomada desde la Tierra, a la derecha obtenida con el Hubble, donde aparecen rodeadas con un círculo cinco estrellas rezagadas azules

Las estrellas rezagadas azules (blue stragglers en inglés) son estrellas que aparentan una edad menor que la del sistema estelar al que pertenecen, si se supone que se formaron junto con él. En los diagramas de Hertzprung-Russell observados de, por ejemplo, cúmulos estelares, aparecen separadas y como prolongando la secuencia principal del cúmulo, cuando estrellas en esta posición ya deberían haber evolucionado fuera de ese lugar, según la teoría estándar de la evolución estelar. Fueron por primera vez identificadas por Allan Sandage en el cúmulo globular M3, y desde entonces se las ha observado en numerosos otros cúmulos globulares, cúmulos abiertos, galaxias enanas y en el disco de nuestra Galaxia.

El color de una estrella es un indicador de su masa y temperatura, siendo las azules más calientes que las rojas. Cuanta más masa tiene una estrella, más rápidamente consume su hidrógeno, de modo que es de esperar que una gigante azul tarde menos tiempo que una enana roja en abandonar la secuencia principal. Por ello, cuando se observa el diagrama HR de un cúmulo globular, en el que las estrellas que lo integran se han formado al mismo tiempo, lo normal sería ver una transición ordenada de unas fases a otras; las estrellas cromáticamente por encima de un cierto nivel de azul (conocido como «punto de desviación» o turnoff point en inglés) ya habrán abandonado la secuencia principal, enrojeciéndose y aumentando su tamaño, mientras que aquellas, más rojas y pequeñas, aún seguirán en ella. Determinar el punto de desviación puede servir para hacer dataciones de la edad de un cúmulo.

Pero, es bastante normal observar que varias estrellas de un cúmulo que se encuentren en la secuencia principal, hayan sobrepasado el punto de desviación. A este tipo de estrellas se las conoce como rezagadas azules. El nombre hace referencia al hecho que tales estrellas parecen haberse retrasado en su transformación a gigantes rojas. La explicación más probable de este fenómeno es que estos astros anómalos son el resultado de colisiones estelares u otro tipo de fenómenos que comporten algún tipo de transferencia de masa entre estrellas como aproximaciones muy cercanas entre ellas. Este tipo de hechos podría rejuvenecerlas situándolas en una posición extraña del diagrama HR del cúmulo. De este modo, una estrella roja, fría y en cierto modo vieja, puede obtener masa extra de otra que pase cerca o que choque contra ella y hacerse más azul. Ocurre que, según cálculos estadísticos, las aproximaciones, ya no digamos las colisiones o pasos cercanos, entre estrellas son muy improbables por no decir imposibles incluso cerca del núcleo galáctico. Pero las cosas cambian en los cúmulos globulares donde se encuentran los apiñamientos de estrellas de mayor densidad. Aquí las leyes de la probabilidad juegan de forma diferente y tales fenómenos pasan a ser una posibilidad cierta.

En conclusión, las estrellas rezagadas son inicialmente estrellas rojas pequeñas en fase avanzada de su secuencia principal. En un momento determinado obtienen masa estelar al aproximarse e incluso chocar con una estrella mayor y la incorporan a la que ya tenían. Este aumento de masa comprime más el núcleo de la estrella y amplía la cantidad de combustible que se fusiona por segundo. Ello conlleva un aumento de luminosidad y temperatura y un desplazamiento del espectro hacia el azul por lo que estas estrellas aparentarán ser más jóvenes de lo que en realidad son.

Se denomina estrella simbiótica a una estrella binaria cuyas componentes, una gigante roja y una estrella pequeña y caliente, como una enana blanca, se hallan rodeadas por una nebulosidad. El espectro de estas estrellas sugiere que existen tres zonas que emiten radiación: las dos estrellas individualmente y la nebulosidad que las rodea. Se piensa que la nebulosidad se origina a partir de la gigante roja, que pierde masa bien a través de un fuerte viento estelar o bien por pulsaciones.

Es una etapa breve en la vida de una estrella binaria, por lo que los objetos de este tipo son muy escasos. Se conocen menos de 200 estrellas simbióticas, entre las que cabe destacar a Z Andromedae, arquetipo de esta clase de estrellas, así como a CH Cygni, R Aquarii, AG Draconis, AR Pavonis y HD 330036.

Una estrella subenana es aquella que tiene luminosidad clase VI en la clasificación espectral de Yerkes. A veces se indica con el prefijo "sd". El término subenana fue acuñado por Gerard Peter Kuiper en 1939 para referirse a una serie de estrellas con espectro anómalo que antes se habían etiquetado como "enanas blancas intermedias".

Las estrellas subenanas son estrellas con una luminosidad 1,5 a 2 magnitudes por debajo de las estrellas de la secuencia principal con el mismo tipo espectral, debido a que tienen menor metalicidad que estas últimas. En un diagrama de Hertzsprung-Russell aparecen debajo de la secuencia principal

Al igual que las estrellas normales de la secuencia principal, las subenanas frías (de tipos espectrales G a M) generan su energía mediante la fusión nuclear del hidrógeno. Normalmente son estrellas antiguas de Población II, y son estrellas del halo de la Vía Láctea, con velocidades espaciales altas en relación al Sol. También emiten un porcentaje mayor de luz ultravioleta en comparación a las estrellas de Población I, como resultado de su menor metalicidad, que permite que pueda escapar una mayor proporción de esta radiación. De esta forma, la menor opacidad de las capas exteriores de la estrella reduce la presión de radiación, por lo que, para una masa dada, son estrellas más pequeñas y calientes.

Las subenenas calientes, de tipo espectral B y O, también llamadas "estrellas extremas de la rama horizontal", son una clase de objetos totalmente diferente a las subenanas frías. Representan una etapa tardía en la evolución de algunos tipos de estrellas, en donde una gigante roja pierde sus capas exteriores de hidrógeno antes de que en su núcleo comience la fusión del helio. Si bien las causas de esta prematura pérdida de masa no están esclarecidas, la interacción entre las componentes de una estrella binaria parece ser uno de los principales mecanismos. Las subenanas de tipo B, más luminosas que las enanas blancas, suponen una parte importante dentro de la población de estrellas calientes en antiguas agrupaciones estelares, tales como cúmulos globulares y galaxias elípticas.

Las estrellas subenanas de tipo B son una clase de estrellas subenanas calientes cuyo tipo espectral es B, figurando en el diagrama de Hertzsprung-Russell como "estrellas extremas de la rama horizontal".

Las subenanas de tipo B representan la última etapa en la evolución estelar de algunas estrellas, cuando una gigante roja pierde sus capas externas de hidrógeno antes de que en su núcleo comience la fusión nuclear del helio. Las razones por las que ocurre esta pérdida total prematura no están claras, pero la interacción de las componentes en un sistema binario es probablemente uno de los mecanismos principales. De hecho, en años recientes se ha descubierto que una proporción significativa de este tipo de estrellas son estrellas binarias. Consecuentemente, las subenanas solitarias existentes pueden ser el resultado de la fusión de dos enanas blancas. Se piensa que las subenanas de tipo B evolucionan hacia enanas blancas sin pasar por la fase de nebulosa planetaria. En vez de ello, sufren una expansión y un calentamiento durante los cuales aparecen como subenanas de tipo O.

La masa de estas estrellas es de aproximadamente 0,5 masas solares, estando compuestas mayoritariamente por helio. El hidrógeno, dispuesto en una fina capa cuya masa es igual o inferior a 0,002 masa solares —demasiado fina para sustentar la fusión nuclear—, supone en torno al 1% del contenido total. Estas estrellas tienen un radio entre 0,15 y 0,25 radios solares, estando su temperatura comprendida entre 20.000 a 40.000 K.

Las subenanas de tipo B, con una luminosidad superior a las enanas blancas, constituyen un componente significativo en la población de estrellas calientes de viejas agrupaciones estelares, tales como cúmulos globulares, bulbos de galaxias espirales y galaxias elípticas.

Las estrellas T Tauri son un tipo de estrellas variables irregulares nombradas a partir del objeto prototípico del grupo, la estrella T Tauri. Son estrellas jóvenes que aún no han entrado en la secuencia principal (estrellas pre-secuencia principal). Se encuentran cerca de nubes moleculares y se identifican por su variabilidad estelar y la presencia de líneas intensas en su cromosfera.

Las estrellas T Tauri son las estrellas más jóvenes visibles, de tipo espectral F, G, K y M y con una masa inferior a dos masas solares. Sus temperaturas superficiales son similares a las de las estrellas de la secuencia principal de masa parecida, pero su luminosidad es significativamente más alta dado su mayor radio. Sus temperaturas centrales son probablemente demasiado bajas para iniciar reacciones termonucleares. En su lugar, su fuente de energía está basada en la liberación de energía gravitacional a medida que la estrella se contrae para formar una estrella de la secuencia principal, pudiendo tardar en alcanzar este estado entre 10 y 100 millones de años. Las estrellas T Tauri tienen cortos períodos de rotación (en torno a doce días comparado con un mes para el Sol) y son muy activas y variables.

Muestran emisiones intensas y variables de rayos X y de ondas de radio, y muchas tienen vientos solares muy fuertes. Sus espectros presentan mayor abundancia de litio que el Sol y otras estrellas de la secuencia principal, ya que este elemento químico se destruye a temperaturas superiores a 2.500.000 K.

Aproximadamente la mitad de las estrellas T Tauri estudiadas poseen discos circumestelares, denominados en este caso discos protoplanetarios, dado que se trata de los posibles progenitores de sistemas planetarios como el Sistema Solar. La mayoría de las estrellas T Tauri se encuentran en sistemas binarios.

Objetos parecidos a las estrellas T Tauri pero con masa mayor (de 2 a 8 masas solares) son las llamadas estrellas Herbig Ae/Be, que corresponden a estrellas de tipo espectral A y B que aún no han entrado en la secuencia principal. No se han observado objetos de este tipo con masa superior a 8 masas solares, pues evolucionan muy rápidamente: cuando son visibles ya se produce la fusión del hidrógeno en el núcleo y son, por tanto, estrellas de la secuencia principal.

Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira (Tau Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.

La mayoría de las estrellas tienen una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables. Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.

Estos sugrupos se pueden dividir en varios tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las novas enanas son llamadas estrellas U Geminorum, pues la primera estrella de este tipo en ser identificada fue U Geminorum.

Una enana amarilla es una estrella de la secuencia principal de color amarillo con una masa comprendida entre 1 y 1,4 masas solares. De clase de luminosidad V, se encuentra en el proceso de convertir, en su núcleo, el hidrógeno en helio mediante fusión nuclear. Nuestro Sol es el ejemplo más conocido de una enana amarilla.

Se estima que la vida de una enana amarilla es de unos 10.000 millones de años, tiempo que le toma consumir sus reservas de hidrógeno, el combustible principal durante esta etapa. Cuando se acaba dicho elemento, la estrella se expande varias veces su tamaño anterior y pasa a ser una gigante roja. Finalmente, la gigante roja expele sus capas exteriores para convertirse en una nebulosa planetaria. Su centro, por el contrario, colapsa y se convierte en una densa enana blanca.

Alrededor del 10% de las estrellas de la Vía Láctea son enanas amarillas (es decir, más de 100 millones de ellas). En la siguiente tabla se recogen las enanas amarillas de tipo espectral G a menos de 32 años luz de la Tierra.

Una enana azul es una hipotética clase de estrella que se forma cuando una enana roja agota la mayor parte de su hidrógeno. Debido a que las enanas rojas fusionan muy lentamente su hidrógeno y que son altamente convectivas (permitiendo así que se fusione un gran porcentaje de su hidrógeno), la vida del universo no es suficientemente elevada como para albergar todavía a una de estas enanas azules. Su existencia se predice a partir de modelos teóricos.

A medida que pasa el tiempo, las estrellas incrementan su luminosidad, y una estrella más luminosa necesita radiar energía más rápidamente para mantenerse en equilibrio. Las estrellas mayores que las enanas rojas solventan este problema incrementando su tamaño y convirtiéndose en gigantes rojas, aumentando su superficie. Sin embargo, las enanas rojas en lugar de expandirse incrementan su radioactividad, incrementando de este modo su temperatura en la superficie y volviéndose azulada (tipo espectral O). Esto se debe a que las capas de la superficie de las enanas rojas no se vuelven más opacas a medida que la temperatura aumenta.

Las enanas azules, una vez que su hidrógeno se agota completamente, podrían finalizar como enanas blancas.

Comparación de tamaños entre la enana blanca IK Pegasi B (centro abajo), su compañera de clase espectral A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura en la superficie de 35.500 K.

Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo. El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra Historia del tiempo, define a la enana blanca de la siguiente manera:

Estrella fría estable, mantenida por la repulsión debida al principio de exclusión entre electrones.

Las enanas blancas están compuestas por átomos en estado de plasma; como en su núcleo ya no se producen reacciones termonucleares, la estrella no posee ninguna fuente de energía que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso. La distancia entre los átomos en el seno de la misma disminuye radicalmente, por lo que los electrones tienen menos espacio para moverse (en otras palabras, la densidad aumenta mucho, hasta órdenes de 10⁶ g/cm³, varias toneladas por centímetro cúbico). A estas densidades entran en juego el principio de indeterminación de Heisenberg y el principio de exclusión de Pauli para los electrones, quienes se ven obligados a moverse a muy altas velocidades, generando la llamada presión de degeneración electrónica, que es la que efectivamente se opone al colapso de la estrella. Esta presión de degeneración electrónica es un fenómeno radicalmente diferente de la presión térmica, que es la que mayormente soporta a las «estrellas normales». Las densidades mencionadas son tan enormes que una masa similar a la del Sol cabría en un volumen como el de la Tierra, y son sólo superadas por las densidades de las estrellas de neutrones y los agujeros negros. Las enanas blancas emiten solamente energía térmica almacenada, y por ello tienen luminosidades muy débiles.

Enana blanca en formación y nebulosa planetaria en expansión. Este gas está impulsado por un superviento del que absorbe su radiación ultravioleta más intensa en la región interior y la reemite en la zona exterior en forma de radiaciones de menor frecuencia, ya en el visible, provocando hermosas combinaciones de colores y formas

Las estrellas de masa baja e intermedia (masas menores que 8-10 masas solares), al acabar la fusión del hidrógeno durante su vida en la secuencia principal, se expanden como gigantes rojas, y proceden a fusionar helio en carbono y oxígeno en su núcleo. Si la gigante roja no posee suficiente temperatura como para luego fusionar a su vez el carbono y el oxígeno, su núcleo se comprime por la gravedad y su envoltura es expulsada en una serie de pulsos térmicos durante la fase de gigante en la rama asintótica, produciendo así una nebulosa planetaria que envuelve un remanente estelar: la enana blanca.

El 99% de las enanas blancas está constituido básicamente por carbono y oxígeno, que son los residuos de la fusión del helio. Sin embargo, sobre la superficie se halla una capa de hidrógeno y helio prensados y parcialmente degenerados, que forman la atmósfera de la enana blanca. Sólo unas pocas están formadas íntegramente por helioal no haber llegado a quemarlo, o por oxígeno, neón y magnesio, productos de la combustión del carbono.

Recién formadas, las enanas blancas poseen temperaturas muy altas, pero al no producir energía, se van enfriando gradualmente. En teoría, las enanas blancas se enfriarán con el tiempo hasta que ya no emitan radiación detectable, para entonces convertirse en enanas negras. Sin embargo, el proceso de enfriamiento es tan lento, que la edad del universo desde el Big Bang es demasiado corta para albergar, en este momento, a una de estas enanas negras. De hecho, las enanas blancas más frías que se conocen poseen temperaturas de varios miles de K. El término enana blanca fue acuñado por Willem Luyten en 1922, aunque el nombre más apropiado para objetos de esta naturaleza es el de estrellas degeneradas.

Tipos espectrales de las enanas blancas.
Características principales
A	Líneas de H. No hay líneas de metales o de He I
B	Líneas de He I. No hay líneas de metales o de H
C	Espectro contínuo. No hay líneas
O	Líneas de He II, acompañadas por líneas de H o de He I
Z	Líneas de metales. No hay líneas de H o de He I
Q	Líneas del carbono
X	Espectro inclasificable
Características secundarias
P	Enana blanca magnética con polarización detectable
H	Enana blanca magnética sin polarización detectable
E	Líneas de emisión
V	Enana blanca Variable

Aunque la mayoría de las enanas blancas están compuestas por oxígeno y carbono, la espectroscopia de la luz emitida revela que su atmósfera está compuesta casi en su totalidad o bien de hidrógeno, o bien de helio, y este elemento dominante es unas 1.000 veces más abundante en la atmósfera que los demás. La explicación de este hecho la proporcionó Évry Schatzman en la década de 1940, quien expuso que la alta gravedad superficial separaba los elementos, atrayendo más fuertemente los elementos pesados hacia su centro, quedando los más ligeros en la superficie.

En 1947, P. M. S. Blackett predijo que las enanas blancas deberían poseer campos magnéticos de una fuerza en su superficie de aproximadamente 1 millón de gauss (100 teslas), como consecuencia de una ley física que él mismo propuso, que afirmaba que un cuerpo en rotación y sin carga debería generar un campo magnético proporcional a su momento angular. Esta teoría recibe el nombre de magnetismo gravitacional, conocida también como el efecto Blackett, el cual nunca ha sido observado ni aceptado generalmente por la comunidad científica. Pocos años más tarde, en la década de 1950, el efecto Blackett fue refutado.

En la década de 1960, se propuso otra teoría que afirmaba que las enanas blancas poseen tales campos magnéticos porque el flujo magnético de la superficie debía conservarse durante la evolución de una estrella no degenerativa a una enana blanca. Un campo magnético en la superficie de la estrella progenitora de 100 gauss (0,01 tesla) se convertiría así en un campo de 100·100² = 1 millón de gauss (100 T) si el radio reduce en 100 veces su tamaño.

La primera enana blanca de cuyo campo magnético se tiene constancia es GJ 742, en 1970 se detectó que la estrella poseía un campo magnético procedente de la emisión de luz polarizada circularmente. Se calcula que la fuerza del campo magnético en su superficie es de 300 millones de gauss (30 kT). Desde entonces, se han descubierto campos magnéticos en más de 100 enanas blancas, el valor más bajo es de 2×10³ gauss (0,2 T), y el más alto 10⁹ (100 kT). Solamente se ha calculado el campo magnético de un reducido número de enanas blancas, y se estima que, al menos, un 10% de las enanas blancas tienen campos mayores de 1 millón de gauss (100T).^[

La cristalización de una enana blanca. En una primera fase, el núcleo compacto radia desde las capas semidegeneradas y prensadas de su superficie. La región interna, compuesta de carbono y oxígeno, se mantiene isoterma, transmitiendo su calor a la región superficial de hidrógeno y helio. En la segunda fase el núcleo empieza a cristalizar enriqueciéndose de oxígeno y desplazando el carbono hacia la región degenerada más externa, que, finalmente, también termina por cristalizar. Este proceso emite nueva radiación latente que detiene un poco el enfriamiento de la estrella. Finalmente la cristalización concluye y la estrella sigue enfriándose al ritmo normal hasta que ésta deja de radiar, convirtiéndose en una enana negra.

La presión de degeneración es un fenómeno cuántico independiente de la temperatura, por lo que las enanas blancas seguirán enfriándose toda su vida hasta igualar su temperatura con el entorno, es decir, hasta llegar casi al cero absoluto.

El material que compone las enanas blancas es inicialmente plasma, pero en la década de 1960 se predijo teóricamente que en una fase avanzada del enfriamiento, la enana blanca debería cristalizar, comenzando por el centro de la estrella.^[

Las enanas blancas pulsantes tienen la peculiaridad de que su luminosidad es variable debido a las pulsaciones no radiales de las ondas de gravedad de la propia estrella. La observación de estas pequeñas variaciones en la emisión de luz, aproximadamente del 1% al 30%, permite analizar datos del interior de las enanas blancas mediante la astrosismología.

Una enana marrón es un objeto de masa subestelar, incapaz, por tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno en su núcleo. Sin embargo, apenas tiene diferenciación química según la profundidad ya que ha sufrido en algún momento de su vida convección desde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales. El límite superior de masas es relativamente bien conocido estando comprendido entre las 75 y las 80 masas jovianas (MJ), según el grado de metalicidad. Por lo que respecta al límite inferior que las separaría de los gigantes gaseosos más masivos este sería el de unas 13 MJ momento a partir del cual el objeto es capaz de fusionar todo su deuterio. A partir de 65 MJ además de deuterio también queman el litio.

La quema del deuterio se produce en su juventud y es posible debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000K. Dado que el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente dicha reacción no puede sostener el colapso. Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar al equilibrio. Se cree que las enanas marrones son estrellas "fallidas" ya que contienen los mismos materiales que una estrella como el sol, pero con muy poca masa para brillar, son muy parecidas a los planetas gaseosos, no son del todo planetas pero no son del todo estrellas.

En 1963 el astrofísico de origen indio Shiv Kumar fue el primero en estudiar teóricamente la evolución y propiedades de estrellas de masa muy inferior a las que se conocían por aquel entonces. Sus cálculos corresponderían a lo que hoy denominamos enanas marrón. Kumar denominó a estos objetos enanas negras. El nombre Brown Dwarf fue propuesto en 1975 por la astrofísica Jill Tarter, famosa por ser la portavoz del proyecto SETI. Existe discrepancia acerca del uso de los nombres Enana marrón o enana café a nivel mundial, aunque en español se ha impuesto Enana marrón mayoritariamente. La primera enana marrón verificada fue Teide 1 en 1995, en el telescopio IAC-80 del Observatorio del Teide (Tenerife) por un grupo español de astrofísicos pertenecientes al IAC. La enana marrón mejor caracterizada es Gliese 229B la compañera de menor masa de la estrella Gliese 229.

La emisión de poca energía por parte de estos astros lleva a que sea muy difícil observarlos de una manera directa desde grandes distancias. A pesar de esto, varios centenares de enanas marrones han sido identificadas, con temperaturas superficiales que varían entre 800 y 2000 Celsius. La temperatura superficial es una función creciente con la masa y decreciente con la edad del objeto.

Debido a su baja masa, intermedia entre los planetas gigantes y las estrellas de poca masa, las enanas marrones constituyen un vínculo único entre ambos tipos de cuerpos. En particular, se desconoce la formación de las enanas marrones, no pudiéndose saber por el momento si se forman como planetas en el interior de un disco circunestelar a partir de un núcleo de material sólido, o como estrellas a partir de la fragmentación y colapso gravitacional de una nube molecular. En 2003 se detectó en la constelación de Orión un grupo de objetos de tipo enana marrón con masas tan pequeñas como 5 masas jovianas.

Una enana naranja es una estrella de la secuencia principal (en su núcleo tiene lugar la fusión de hidrógeno) de tipo espectral K y clase de luminosidad V. Estas estrellas tienen un tamaño intermedio entre las enanas rojas y las enanas amarillas análogas al Sol. Tienen masas comprendidas entre 0,5 y 0,8 masas solares y temperaturas superficiales entre 3.900 y 5.200 K.

Estas estrellas son de gran interés en la búsqueda de vida extraterrestre porque permanecen estables en la secuencia principal durante un largo período de tiempo comprendido entre 15.000 y 30.000 millones de años, mayor que los 10.000 millones de años que estará el Sol. Esto puede dar una oportunidad a la vida para que evolucione en planetas terrestres que orbiten alrededor de estas estrellas.

Una enana negra es un astro hipotético resultante del consumo del combustible nuclear de una enana blanca. Sería un cuerpo frío e invisible en el espacio. Se cree que el universo no tiene la suficiente edad para albergar una de estas estrellas, 13.700 millones de años. Encontrar una estrella de este tipo es muy difícil, ya que no emite luz y su emisión de energía es indetectable. Una forma sería detectar su campo gravitatorio.

Una enana blanca es el remanente de una estrella de una poca o media masa, una vez que todo su hidrógeno ha sido consumido o expulsado. Este resto es una densa pieza de materia degenerada que lentamente se enfría y cristaliza por emisión de radiación calórica, que finalmente se convertiría en una enana negra.

Debido a que la evolución de las enanas blancas depende de cuestiones físicas, como la naturaleza de la materia oscura y la posibilidad de la evaporación de protones, que nunca ha sido observada y no se entiende la naturaleza de este fenómeno, no se puede determinar con exactitud el tiempo que necesitaría una enana blanca para convertirse en una enana negra. Barrow & Tipler estiman que tomaría 10¹⁵ años que una enana blanca se enfrase hasta los 5 K; sin embargo, si las partículas masivas de interacción débil (conocidas como WIMP) existieran, es posible que estas interacciones permitieran que las enanas blancas se mantuvieran más calientes, durante aproximadamente 10²⁵ años. Si el protón no es estable, las enanas blancas se mantendrían calientes más tiempo por la energía producida por la evaporación de protones, durante un tiempo hipotético de 10³⁷ años. Adams y Laughlin calcularon que la evaporación de protones aumentaría la temperatura superficial de una enana blanca a aproximadamente 0,06 K. A pesar de que es frío, sería más caliente que la temperatura de la Radiación de fondo de microondas tendrá dentro de 10³⁷ años, en el futuro.

El nombre de "enana negra" también ha sido aplicado a objetos sub-estelares que no tienen suficiente masa (aproximadamente 0,08 masas solares) para mantener la fusión nuclear del hidrógeno. Estos objetos son llamados enanas marrones, un término introducido en 1970. Las enanas negras no deben ser confundidas con agujeros negros o con estrellas de neutrones.

De acuerdo al diagrama de Hertzsprung-Russell, una enana roja es una estrella pequeña y relativamente fría de la secuencia principal, ya sea de tipo espectral K tardío o M. Estas comprenden la vasta mayoría de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a una tercera parte de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares se denominan enanas marrones) y una temperatura superficial de menos de 3.500 K.

Las enanas rojas son estrellas de muy baja masa, inferior al 40% de la masa del Sol. Su temperatura interior es relativamente baja y la energía es generada a un ritmo lento por la fusión nuclear de hidrógeno en helio a través de la cadena protón-protón (pp). Por consiguiente estas estrellas emiten poca luz, con una luminosidad que en algunos casos apenas alcanza 1/10.000 de la luminosidad solar. Incluso la enana roja más grande tiene sólo un 10% de la luminosidad del Sol.

En general, en las enanas rojas el transporte de energía desde el interior a la superficie tiene lugar por convección. La convección ocurre debido a la opacidad del interior, que tiene una densidad relativamente alta comparada con la temperatura. Por ello, es más difícil para los fotones viajar hacia la superficie por procesos de radiación. El transporte de energía se realiza por convección al ser este un proceso más eficiente.

Al ser las enanas rojas totalmente convectivas, el helio no se acumula en el núcleo y, en comparación a estrellas más grandes como el Sol, pueden quemar una proporción más grande de su hidrógeno antes de abandonar la secuencia principal. El resultado es que la vida estimada de las enanas rojas supera la edad estimada del Universo, posiblemente entre 200.000 millones de años a varios billones de años, por lo que las estrellas con menos de 0,8 masas solares no han tenido tiempo de dejar la secuencia principal. Enanas rojas de menor masa tienen vidas aún más largas.

Recreación artística de una enorme erupción solar en EV Lacertae, una enana roja a 16 años luz de la Tierra, captada por el observatorio espacial Swift de la Nasa.

El hecho que las enanas rojas y otras estrellas de baja masa permanezcan en la secuencia principal mientras las estrellas más masivas la han abandonado, permite estimar la edad de cúmulos estelares encontrando la masa a partir de la cual las estrellas han dejado la secuencia principal. Esto proporciona un límite inferior para la edad del Universo y también permite colocar escalas de tiempo de formación en las estructuras existentes dentro de la Vía Láctea tales como el halo galáctico y el disco galáctico.

Un misterio que no ha sido solucionado desde 2007 es la ausencia de enanas rojas sin metales, entendiendo por metal cualquier elemento más pesado que hidrógeno o helio. El modelo del Big Bang predice que la primera generación de estrellas sólo debería tener hidrógeno, helio y trazas de litio. Si entre estas estrellas existieron enanas rojas, estas todavía deberían ser observables hoy, pero ninguna ha sido identificada aún. La explicación preferida consiste en que, sin elementos pesados, sólo pueden formarse estrellas grandes de Población III (aún no descubiertas), que rápidamente fusionan elementos pesados que luego son incorporados en la formación de enanas rojas. Otras explicaciones alternativas, como que las enanas rojas de edad cero en la secuencia principal son tenues y muy escasas, se consideran mucho menos probables ya que parece que entran en conflicto con los modelos de evolución estelar.

Las enanas rojas son la clase de estrellas más comunes en la galaxia, al menos en la vecindad del Sistema Solar. Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sol, es una enana roja de tipo espectral M5 y magnitud aparente 11,05; de las treinta estrellas más cercanas, veinte son enanas rojas. Sin embargo, debido a su baja luminosidad, las enanas rojas no puede ser observadas fácilmente a las distancias interestelares en las que sí observamos otras clases de estrellas; de hecho, ninguna enana roja es visible a simple vista.

Aunque la mayor parte de los planetas extrasolares descubiertos orbitan alrededor de enanas amarillas similares al Sol, se conocen sistemas planetarios alrededor de enanas rojas. Al ser tan tenues en el espectro visible, las enanas rojas son objetivos difíciles para obtener velocidades Doppler precisas; por ello suponen sólo el 5% de los objetivos actuales en la búsqueda de planetas. Se especula que pueden albergar menos planetas que las estrellas de tipo G o que estos pueden ser menos masivos, como consecuencia del menor tamaño de sus discos protoplanetarios.

Gliese 876 b, descubierto en 1999, fue el primer planeta extrasolar conocido orbitando alrededor de una enana roja. Gliese 581 alberga al menos cuatro planetas; dos de ellos, Gliese 581 c y Gliese 581 e, orbitan en la zona de habitabilidad de la estrella y son candidatos probables para habitabilidad entre los planetas extrasolares descubiertos hasta ahora.

En astronomía se denomina gigante azul (blue giant en inglés) a las estrellas de tipo espectral O o B y clase de luminosidad III (clase de las gigantes). En el diagrama de Hertzsprung-Russell estas estrellas se encuentran en la parte superior izquierda dada su alta luminosidad y su tipo espectral temprano (es decir, su alta temperatura superficial).

Las gigantes azules son estrellas de tipo espectral O o B, muy luminosas, que alcanzan magnitudes absolutas de -5, -6 e incluso mayores. Dada su elevada temperatura superficial -incluso de más de 50.000 K-, buena parte de su radiación se emite en la región del ultravioleta del espectro electromagnético y brillan con un color blanco-azulado. Se encuentran en una fase evolutiva de corta duración, habiendo finalizado la fusión del hidrógeno, y yendo hacia una etapa de expansión y enfriamiento que les llevará a convertirse en gigantes rojas. Son estrellas masivas de vida muy corta -del orden de decenas o cientos de millones de años-, y la teoría actual de la evolución estelar predice que en su mayor parte finalizarán su vida como supernovas.

Dada su corta vida comparada con estrellas de menor masa como el Sol, a menudo se las encuentra cerca de nebulosas brillantes y/o formando parte de asociaciones estelares o cúmulos abiertos jóvenes.

Las gigantes azules no deben ser confundidas con las supergigantes azules, como Rígel A (β Orionis), ni con las estrellas azules de secuencia principal, como Régulo A (α Leonis).

Arcturus es una gigante naranja de tipo espectral K1.5III, distante 36,7 años luz de la Tierra.

Una gigante naranja o gigante de tipo K es una estrella gigante de tipo espectral K y clase de luminosidad III. Mientras que las enanas naranjas (estrellas de la secuencia principal de tipo K) tienen temperaturas superficiales entre 3.900 y 5.200 kélvines (K), las gigantes naranjas son entre 100 y 400 K más frías. Típicamente tienen una luminosidad entre 60 y 300 veces la luminosidad solar. Las estrellas de masa entre 0,8 y 10 masas solares en un momento de su evolución se transforman en estrellas gigantes que pasan la mayor parte de esta etapa en el tipo espectral K; durante esta instancia, en sus núcleos tiene lugar la fusión nuclear del helio en carbono y oxígeno.

Arturo (α Bootis), con magnitud aparente −0,04, es la gigante naranja más brillante en el firmamento. Un número importante de las estrellas visibles en el cielo nocturno son gigantes naranjas; como ejemplo, las tres estrellas más brillantes de la constelación de Antlia (α Antliae, ε Antliae e ι Antliae), son gigantes de este tipo. De las 34 estrellas gigantes confirmadas a menos de 100 años luz del Sistema Solar, 18 son gigantes naranjas, lo que supone más de la mitad del total.

Una gigante roja (red giant en inglés) es una estrella de masa baja o intermedia (menos de 8-9 masas solares) que, tras haber consumido el hidrógeno en su núcleo durante la etapa de secuencia principal, convirtiéndolo en helio por fusión nuclear, comienza a quemar hidrógeno en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte. Esto tiene como primer efecto un aumento del volumen de la estrella y un enfriamiento de su superficie, por lo que su color se torna rojizo. En esa fase previa a la de gigante roja, la estrella recibe el nombre de subgigante. En un momento dado, la atmósfera de la estrella alcanza un valor mínimo crítico de la temperatura por debajo del cual ya no puede descender, lo que obliga a la estrella a aumentar su luminosidad y volumen a temperatura superficial (o sea, color) prácticamente constantes; la estrella se hincha hasta alcanzar un radio típico de unos 100 millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante roja. En todo este proceso la energía emitida por la gigante proviene de la mencionada cáscara y de la conversión de energía gravitatoria en calor por el teorema del virial.

Se estima que dentro de unos 4-5 mil millones de años el Sol llegará a la condición de gigante roja y devorará a Mercurio, y posiblemente también a Venus y a la Tierra.

Una hipergigante (hypergiant en inglés) es una estrella excepcionalmente grande y masiva, incluso mayor que una supergigante. Su masa puede ser de hasta 100 veces la masa de nuestro Sol, próxima al límite máximo teórico, el cual establece que la cantidad de masa en una estrella no puede exceder las 120 M (masas solares). Este límite en masa está asociado a la luminosidad de Eddington, por el que estrellas más masivas simplemente no pueden estar en equilibrio al vencer la presión de radiación interna a la fuerza gravitacional: producirían tanta energía que se desprenderían de la masa en exceso de las 120 M. Aún así, algunas hipergigantes aparentan tener más de 100 M e, inclusive, haber tenido, inicialmente, entre 200 y 250 M, al contrario de lo que predicen las teorías actuales sobre la formación y evolución estelar.

Se considera que las hipergigantes son las estrellas más luminosas que existen —miles y millones de veces más luminosas que el Sol—, con temperaturas superficiales entre los 3.500 K y 35.000 K. Tienen aproximadamente un promedio de vida de sólo 1 a 3 millones de años antes de convertirse en supernovas o, en casos extremadamente raros, hipernovas. Se ha postulado que una hipergigante que se convierta en supernova o hipernova dejará como remanente en su lugar directamente un agujero negro.

Comparación entre los tamaños del Sol y VY Canis Majoris, una hipergigante. Se trata de la estrella más grande conocida.

Es muy poco lo que se conoce sobre las hipergigantes, pues son extremadamente raras. Hasta hace poco sólo se conocían 7 hipergigantes en la Vía Láctea. Además, pueden variar en color: el azul usualmente indica que la estrella es muy caliente (en su superficie), mientras que el rojo indica que es más fría; también existen las amarillas, pero la inestabilidad que causan las temperaturas moderadas y las altas presiones en su interior hacen que sean más raras que las otras posibilidades. Es interesante observar que las hipergigantes amarillas y rojas más brillantes son de una magnitud bolométrica de alrededor de -9,5 -lo que equivale a una luminosidad de 500.000 veces la del Sol-, no conociéndose ninguna de brillo superior. Las razones por las que esto sucede aún se ignoran.

Una estrella hipergigante amarilla es un tipo de estrella hipergigante cuyo tipo espectral varía entre A y K y su masa entre 20 y 50 masas solares. Es un tipo de estrella muy raro al hallarse en una fase muy breve de su evolución, bien evolucionando de la secuencia principal a la fase de supergigante roja cómo sucede con HD 33579 en la Gran Nube de Magallanes, bien al revés, evolucionando de la fase de supergigante roja a la de Variable Azul Luminosa ó quizás presupernova cómo sucede con Rho Cassiopeiae, IRC+10420, o HR 8752.

Éstas estrellas se hallan en una región del Diagrama H-R en la que muestran cierta inestabilidad, que -al menos en el caso de las que están evolucionando desde la fase de supergigante roja- se traduce en variaciones de su luminosidad aparente y de su temperatura superficial, aunque la luminosidad del astro se mantenga más o menos constante.

La estructura de éstas estrellas parece ser la de un núcleo convectivo rodeado por una zona radiactiva, a diferencia de estrellas cómo el Sol en las que ocurre lo contrario. Es posible que parte del núcleo ó incluso todo éste en estado degenerado.

Finalmente, cuentan con una atmósfera muy extendida -debido por un lado a su gran tamaño y su gran producción energética, y por otro a los fuertes campos magnéticos que poseen, así como por los fuertes vientos solares que poseen-; en algunos casos cómo IRC+10420 ésta atmósfera llega a formar una auténtica pseudofotosfera alrededor del astro -que se piensa puede estar ocultando una estrella en realidad de elevada temperatura superficial- y en algunos casos se encuentran rodeadas por discos de gas y polvo, lo que permite incluso la posible existencia de planetas alrededor de ellas.

Ejemplos de ésta clase de estrellas son las ya mencionadas Rho Cassiopeiae, HR 8752, IRC+10420 y también HD 179821, aunque la naturaleza de éste último astro no está en absoluto clara.

Una hipernova es un tipo teórico de supernova que se produciría cuando estrellas muy masivas (masas superiores a las 100 masas solares) colapsan al final de sus vidas. Después de explotar como supernova, el núcleo de la hipernova colapsaría directamente en un agujero negro, emitiendo dos chorros de plasma extremadamente energéticos desde sus polos a velocidades cercanas a la de la luz. Estos chorros podrían generar potentes rayos gamma y serían una posible explicación de las erupciones de rayos gamma. Estrellas tan masivas son muy raras, y por lo tanto también serían raras las hipernovas: se estima que un evento de esta naturaleza puede ocurrir en nuestra Galaxia cada 200 millones de años. La estrella Eta Carinae, en nuestra Galaxia, puede ser una candidata a hipernova.

Un magnetar o magnetoestrella es una estrella de neutrones alimentada con un campo magnético extremadamente fuerte. Se trata de una variedad de púlsar cuya característica principal es la expulsión, en un breve periodo de tiempo (equivalente a la duración de un relámpago), de enormes cantidades de alta energía en forma de rayos X y rayos gamma.

Los rayos Gamma están formados por fotones pertenecientes al extremo más energético del espectro electromagnético, seguidos de los rayos X y, a continuación, de los rayos ultravioleta. Si los rayos X expulsados por el magnetar son de alta intensidad recibe entonces el nombre de “púlsar anómalo de rayos X”, (en inglés "anomalous X-ray pulsars", o su acrónimo AXPs). Si los rayos expulsados pertenecen al espectro Gamma de más alta intensidad, reciben el nombre de "repetidores de gamma suave", SGRs del inglés "soft gamma repeater".

Los rayos Gamma ordinarios conocidos como GRBs "estallidos de rayos gamma", del inglés "gamma-ray bursts", ya eran conocidos en las postrimerías de los años 1960. El descubrimiento de estos rayos tremendamente energéticos provenientes del espacio, se efectuó en plena guerra fría, cuando las dos superpotencias, EE. UU. y la URSS, se espiaban mutuamente tratando de controlar su arsenal nuclear. Con el fin de verificar el tratado de no proliferación de armas nucleares, EEUU lanzó una flota de satélites conocidos como Proyecto Vela. Con estos satélites, dotados especialmente para la captación de rayos X y rayos gamma, se descubrieron en 1967 aleatorias explosiones de estos últimos que, a modo de flashes, parecían venir desde distintas direcciones del Universo. El hallazgo se mantuvo en secreto hasta que, en 1973, fue dado a conocer a la opinión pública por Ray Klebesabel y su equipo de Los Alamos National Laboratory.

La teoría acerca de estos objetos fue formulada en 1992 por Robert C. Duncan de la Universidad de Texas en Austin y Christopher Thompson del Instituto Canadiense de Física Teórica. Posteriormente, esta teoría ha sido ampliamente aceptada por el resto de la comunidad científica como una explicación física que satisface hasta el momento las observaciones realizadas sobre estos objetos.

Actualmente, se considera que de cada diez explosiones de supernovas, solamente una da origen al nacimiento de un magnetar. Si la supernova posee entre 6 y 12 masas solares, se convierte en una estrella de neutrones de no más de 10 a 20 km de diámetro. Según la hipótesis de los científicos mencionados anteriormente, los requisitos previos para convertirse en magnetar son una rotación rápida y un campo magnético intenso antes de la explosión. Este campo magnético sería creado por un generador eléctrico (efecto dinamo) que utiliza la convección de materia nuclear que dura los diez primeros segundos alrededor de la vida de una estrella de neutrones. Si esta última gira lo suficientemente rápido, las corrientes de convección se vuelven globales y transfieren su energía al campo magnético. Cuando la rotación es demasiado lenta, las corrientes de convección sólo se forman en regiones locales. Un púlsar sería, pues, una estrella de neutrones que, en su nacimiento, no habría girado lo suficientemente rápido durante un corto lapso de tiempo para generar este efecto dinamo. El magnetar posee un campo lo suficientemente poderoso como para aspirar la materia de los alrededores de la estrella hacia su interior y comprimirla; esto conlleva a que se disipe una cantidad significativa de energía magnética durante un periodo aproximado de unos 10.000 años.

Con el tiempo, el poder magnético decae tras expulsar ingentes cantidades de energía en forma de rayos X y gamma. Las tensiones que causan el colapso se producen a veces en las capas externas de los magnetares, constituidos por plasma de elementos pesados (principalmente de hierro). Estas vibraciones intermitentes muy energéticas producen vientos de rayos X y gamma de ahí el nombre de "repetidoras de rayos gamma suaves". Las magnetares tienen una vida muy breve , porque duran solamente 10.000 años. El 27 de diciembre de 2005, se registró un estallido de rayos gamma proveniente del magnetar denominado SGR 1820-20 situado en la Vía Láctea. El origen estaba situado a unos 50.000 años luz. En la opinión de eminentes astrónomos, si se hubiera producido a tan solo 10 años luz de la Tierra, −distancia que nos separa de alguna de las estrellas más cercanas−, hubiera peligrado seriamente la vida en nuestro planeta al destruir la capa de ozono, alterando el clima global y destruyendo la atmósfera. Esta explosión resultó ser unas 100 veces más potente que cualquier otro estallido registrado hasta ahora. La energía liberada en 2 centésimas de segundo fue superior a la producida por el Sol en 250.000 años.

A continuación se puede ver una pequeña comparación entre distintas intensidades de campos magnéticos:

Una nova es una explosión termonuclear causada por la acumulación de hidrógeno en la superficie de una enana blanca.

En un sistema binario cerrado formado por una enana blanca y una estrella evolucionada (es decir, que ya ha dejado la secuencia principal), se produce transferencia (acreción) de masa de la compañera a la enana, debido a la transformación de aquella en gigante roja, lo que implica su expansión y el consecuente llenado de su lóbulo de Roche. Esta superficie equipotencial delimita las zonas de influencia de la gravedad de cada estrella; cuando material de la gigante la supera, es capturado por la enana blanca. El material acretado, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es compactado en la superficie de la enana blanca debido a la intensa fuerza gravitatoria en la superficie de ésta. A medida que más material se va acumulando, se calienta cada vez más, hasta que alcanza la temperatura crítica para la ignición de la fusión nuclear. Entonces se transforman rápidamente grandes cantidades de hidrógeno y helio en elementos más pesados, en un proceso análogo al que ocurre en el núcleo de las estrellas de secuencia principal, aunque en estos casos se trata de procesos estables, que duran largos periodos de tiempo; en las novas, en cambio, es un evento violento.

La enorme cantidad de energía liberada por este proceso produce un destello de radiación electromagnética muy brillante, pero de corta duración. Este destello, que se produce en escalas de tiempo de días, dio origen al nombre nova, que en latín significa «nueva»: al ocurrir una nova, los astrónomos antiguos veían la aparición de una nueva estrella en el cielo nocturno. El término fue usado por primera vez por el astrónomo Tycho Brahe al observar no una nova sino una supernova, pero no fue hasta tiempo después cuando se reconocieron las diferencias entre las supernovas y las novas, intrínsecamente mucho menos energéticas.

Una enana blanca puede generar múltiples eventos de nova, mientras siga habiendo masa disponible en la estrella compañera para la acreción. Progresivamente, la estrella donante puede ver agotado su material, o la enana blanca puede producir una nova lo suficientemente poderosa como para destruir el sistema por completo. Este último caso es similar al de una supernova tipo Ia. Sin embargo, las supernovas involucran procesos diferentes y energías mucho mayores, del orden de 10⁴⁴ J, mientras que las explosiones típicas de novas pueden liberar unos 10³⁸ - 10³⁹ J, por lo que no deberían ser confundidas.

A veces las novas pueden ser visibles a simple vista. El caso más reciente es la nova Cygni 1975, que apareció el 29 de agosto de 1975 en la constelación del Cisne unos 5 grados al norte de Deneb (α Cygni), y alcanzó una magnitud de 2.0, tan brillante como la propia Deneb.

Las novas contribuyen a la nucleosíntesis de algunos elementos que no se producen igual que en los ciclos habituales. En principio, queman de forma explosiva su hidrógeno a través del ciclo CNO pero las mayores energías a la que se producen esos estallidos hacen que el ciclo derive en otra reacción distinta.

Una nova enana es un tipo de estrella variable cataclísmica que aumenta su brillo de forma abrupta e impredecible en un factor entre 5 y 250 (de 2 a 6 magnitudes). El aumento hasta el máximo brillo sucede en menos de un día, mientras que la disminución hasta la inactividad tiene lugar durante varios días o semanas. El arquetipo de este tipo de variables es la estrella U Geminorum.

Las novas enanas consisten en un sistema binario próximo en donde una de las componentes es una enana blanca que toma materia de su compañera, una subgigante de tipo espectral K o M. Son similares a las novas clásicas en que la enana blanca sufre estallidos periódicos, pero el mecanismo es distinto: mientras que en las novas clásicas los estallidos son el resultado de la fusión y detonación del hidrógeno, la teoría actual postula que las novas enanas tienen lugar por la inestabilidad del disco de acreción, cuando el gas alcanza una temperatura crítica que provoca un cambio en su viscosidad, produciéndose un colapso hacia la enana blanca que libera una gran cantidad de energía potencial gravitatoria.

Las novas enanas se distinguen también de las novas clásicas en que su luminosidad es menor y en que normalmente son recurrentes en un intervalo que va de días a décadas. La luminosidad del estallido aumenta con el intervalo de recurrencia y con el período orbital; recientes estudios con el Telescopio Espacial Hubble sugieren que la última relación puede hacer que las novas enanas sean útiles como candelas estelares para medir distancias cósmicas.

Se denomina protoestrella al periodo de evolución de una estrella desde que una nube molecular formada de hidrógeno, helio y partículas de polvo empieza a contraerse hasta que la estrella alcanza la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Las protoestrellas de masa similar a la del Sol tardan típicamente 100 millones de años en evolucionar desde nube molecular a estrella en la secuencia principal mientras que una protoestrella de unas 15 masas solares evoluciona mucho más rápidamente debido al mayor campo gravitatorio que genera, tardando del orden de 100.000 años en alcanzar la secuencia principal.

Las estrellas se forman normalmente en grupos, llamados cúmulos, donde se forman varias de ellas simultáneamente. Esto se puede explicar asumiendo que la nube no se contrae uniformemente si no que se divide en varias partes que continúan contrayéndose y, a su vez, fragmentándose en regiones más pequeñas que terminan por formar protoestrellas.

Las protoestrellas radian la mitad de la energía que aporta el colapso gravitatorio. La otra mitad se invierte en calentar su núcleo. El transporte de calor hasta la superficie se da enteramente por convección debido a que el material que la forma está escasamente ionizado lo cual frena mucho a los fotones e impide una buena eficiencia del transporte radiactivo.

Un púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.

Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran muy rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético (generado por los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades) causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa: emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colimada.

Por razones aún no muy bien entendidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación. El resultado es que los "cañones de radiación" de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella.

Es posible entonces que, mirando hacia un punto determinado del firmamento, recibamos un "chorro" de rayos X durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, deja de apuntarnos una milésima de segundo después debido a la rotación, y aparece de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra. Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un periodo muy exacto, que se repiten una y otra vez (lo que se conoce como "efecto faro") cuando el chorro se orienta hacia nuestro planeta. Por eso, este tipo de estrellas de neutrones "pulsantes" se denominan púlsares (del inglés pulsating star, "estrella pulsante", aunque esta denominación se aplica con más propiedad a otro grupo de estrellas variables). Si la estrella está orientada de manera adecuada, podemos detectarla y analizar su velocidad de rotación. El periodo de la pulsación de estos objetos lógicamente aumenta cuando disminuye su velocidad de rotación. A pesar de ello, algunos púlsares con periodos extremadamente constantes han sido utilizados para calibrar relojes de precisión.

El siguiente diagrama esquemático de un púlsar muestra las líneas de campo magnético en blanco, el eje de rotación en verde y los dos "chorros de radiación" de los polos en azul:

La señal del primer púlsar detectado tenía un periodo de 1,33730113 s. Este tipo de señales únicamente se puede detectar con un radiotelescopio. De hecho, cuando en julio de 1967 Jocelyn Bell y Antony Hewish detectaron estas señales de radio de corta duración y extremadamente regulares, pensaron que podrían haber establecido contacto con una civilización extraterrestre, por lo que llamaron tentativamente a su fuente LGM (Little Green Men u Hombrecitos verdes). Tras una rápida búsqueda se descubrieron 3 nuevos púlsares que emitían en radio a diferentes frecuencias, por lo que pronto se concluyó que estos objetos debían ser producto de fenómenos naturales. Anthony Hewish recibió en 1974 el Premio Nobel de Física por este descubrimiento y por el desarrollo de su modelo teórico. Jocelyn Bell no recibió condecoración porque sólo era una estudiante de doctorado, aunque fuera ella quien advirtió la primera señal de radio.

Hoy en día se conocen más de 600 púlsares con periodos de rotación que van desde el milisegundo a unos pocos segundos, con un promedio de 0,65 s. La precisión con que se ha medido el periodo de estos objetos es de una parte en 100 millones. Periodos de rotación tan breves implican tamaños para estas estrellas de unos pocos miles de kilómetros. El más famoso de todos los púlsares es quizás el que se encuentra en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, denominado PSR0531+121, con un periodo de 0,033 s. Este púlsar se encuentra en el mismo punto en el que astrónomos chinos registraron una brillante supernova en el año 1054 y permite establecer la relación entre supernova y estrella de neutrones, a saber, que ésta es remanente de la explosión de aquélla.

En el primer grupo de planetas extrasolares descubierto orbita un púlsar, el PSR B1257+12, cuyo periodo es del orden de los milisegundos. Las pequeñas variaciones de su periodo de emisión en el radio sirvieron para detectar una ligerísima oscilación periódica con una amplitud máxima en torno a 0,7 m/s. Los radioastrónomos Aleksander Wolszczan y Dale A. Frail interpretaron estas observaciones como causadas por un grupo de tres planetas en órbitas casi circulares a 0,2, 0,36 y 0,47 ua del púlsar central y con masas de 2, 4 y 4 masas terrestres respectivamente. Este descubrimiento, muy inesperado, causó un gran impacto en la comunidad científica.

Un pulsar binario es un pulsar con un compañero estelar, que a menudo es otro pulsar, una enana blanca o una estrella de neutrones. Estos sistemas estelares son de especial interés para los astrofíscos, puesto que reúnen las condiciones ideales para poner a prueba la relatividad general en campos gravitatorios fuertes.

A pesar de que el compañero del pulsar a menudo es difícilmente visible o del todo invisible, los intervalos de tiempo entre las pulsaciones del pulsar se pueden medir con gran precisión mediante el uso de radiotelescopios. Un modelo relativamente simple de 10 parámetros que involucre información acerca del tiempo entre pulsaciones, las órbitas de Kepler y tres correcciones post-Kepler (el ritmo de avance del periastro, un factor debido al desplazamiento al rojo gravitacional y un ritmo de variación del período orbital debido a la radiación gravitacional) es suficiente para describir satisfactoriamente el sistema.

De esta manera la medición de los tiempos entre pulsaciones en pulsares binarios ha confirmado indirectamente la existencia de la radiación gravitacional y verificado la relatividad general de Einstein en un ambiente en el que no se había logrado antes.

El primer pulsar binario PSR 1913+16, también conocido como "pulsar binario Hulse-Taylor", fue descubierto en 1974 en Arecibo por Joseph Hooton Taylor, Jr. y Russell Alan Hulse, lo que les valió el Premio Nobel de Física en 1993. Se han medido pulsaciones de este sistema desde su descubrimiento sin encontrar variaciones mayores de 15 μs en su periodo.

Los Pulsares de rayos x son sistemas de estrellas binarias que se componen de un pulsar y de una estrella normalmente joven de tipo O y B.
La estrella primaria emite viento estelar de su superficie y radiación y estos son atrapados por la estrella compañera y esta produce rayos x.
El primer Pulsar de rayos x es el estrella compacta situada en el sistema Cen X-3.

En astronomía, se llaman radioestrellas a aquellas estrellas que, por medio de descargas químicas y eléctricas, producen emisiones en distintas radiofrecuencias, bien de forma constante o en forma de pulsos.

Betelgeuse (α Orionis), λ Andromedae, π Aurigae y κ Draconis son ejemplos de radioestrellas.

Una estrella subgigante es una clase de estrella que es más brillante que una enana de la secuencia principal, pero no tanto como una gigante propiamente dicha.

Las estrellas subgigantes han terminado la fusión del hidrógeno en sus núcleos. En esta etapa, si los astros tienen una masa solar de 1 M_Sol, el centro se contrae, provocando que su temperatura aumente lo suficiente como para trasladar la fase de fusión de hidrógeno a una capa que rodea el núcleo. Por consiguiente, la estrella se expande, completando un paso más hacia su transformación en una gigante roja.

Al comienzo de la fase de subgigante (como es el caso de Procyon A), el diámetro y la luminosidad habrán aumentado, pero la estrella en sí se enfriará un poco o cambiará de color significativamente. Las subgigantes que están más próximas a convertirse en gigantes tendrán diámetros más grandes y temperaturas más bajas que otras estrellas de la secuencia principal de masa similar.

Las estrellas supergigantes (supergiant stars en inglés) son estrellas con masas comprendidas entre 10 y 50 masas solares y enormes dimensiones, que en el caso de las supergigantes rojas pueden ser del orden de 1000 veces la del Sol. Ocupan la parte superior del diagrama de Hertzsprung-Russell. En la clasificación espectral de Yerkes son de clase de luminosidad Ia (las supergigantes más luminosas), o Ib (las menos luminosas). Sus magnitudes absolutas bolométricas típicas van desde -5 a -12. Las supergigantes extremadamente luminosas suelen clasificarse como hipergigantes (clase 0).

El radio de las supergigantes puede estar entre los 30 y los 500 radios solares, aunque en ocasiones puede superar los 1000 radios solares. La Ley de Stefan-Boltzmann establece que las superficies relativamente frías de las supergigantes rojas irradian menos energía por unidad de área que las de las supergigantes azules; así pues, para una luminosidad dada, las supergigantes rojas son más grandes que sus homólogas azules.

Debido a su gran masa, consumen energía a un ritmo muy elevado, siendo muy luminosas; por ejemplo, Naos (ζ Puppis) posee una luminosidad de cerca de un millón de veces la del Sol. Por otra parte, tienen una vida breve, agotando su combustible nuclear en unos pocos millones de años y explotando como supernovas al final de sus vidas.

Las supergigantes pueden pertenecer a diversas clases espectrales, desde las jóvenes supergigantes azules, pertenecientes a la clase O, hasta las evolucionadas supergigantes rojas, de clase M. Rígel (β Orionis), la estrella más brillante de la constelación de Orión, es una típica supergigante blanco-azulada, mientras que Betelgeuse (α Orionis) y Antares (α Scorpii) son supergigantes rojas.

Como son de corta vida, las estrellas supergigantes principalmente se observan en estructuras cósmicas de poca edad, como los cúmulos abiertos jóvenes, los brazos de las galaxias espirales y las galaxias irregulares. Por lo general, son menos abundantes en los bulbos galácticos, y son raramente observadas en galaxias elípticas o cúmulos globulares, los cuales están constituidos por estrellas viejas.

El estudio de las supergigantes es un área de investigación intensa, que se ve dificultada por factores como la pérdida de masa estelar. Es por ello que su estudio no se circunscribe a estrellas individuales, sino que la tendencia actual es estudiar cúmulos de estrellas para luego comparar la distribución de los modelos resultantes con las distribuciones de supergigantes observadas en galaxias como las Nubes de Magallanes.

Se piensa que la mayoría de las estrellas progenitoras de las supernovas tipo II son supergigantes rojas. Sin embargo, la progenitora de la Supernova 1987A fue una supergigante azul, aunque se cree que antes fue una supergigante roja que expulsó su envoltura exterior por medio de un fuerte viento estelar.

Desde el punto de vista de la evolución estelar, la fase de supergigante amarilla es una fase intermedia entre la de supergigante azul y la de supergigante roja que atraviesan las estrellas de masa elevada (más de 9-10 masas solares y menos de 30-70 masas solares, el límite superior depende fuertemente de la metalicidad y, en menor medida, de la velocidad de rotación de la estrella). Es una fase de muy corta duración, por lo que se conocen muy pocas estrellas en esta categoría. En ella las estrellas se hinchan a gran velocidad como consecuencia de los cambios que se están produciendo en su núcleo tras haber salido de la secuencia principal. Así, una estrella pasa de tener un radio de varias decenas de millones de km al principio de esta fase a transformarse en una supergigante roja de varias unidades astronómicas de tamaño.

Desde el punto de vista de la clasificación espectral, una supergigante amarilla es una estrella supergigante (esto es, perteneciente a la clase de luminosidad Ia si es de las más luminosas o a la Ib si es de las menos luminosas) de tipo espectral A, F o G.

Las supergigantes azules (blue supergiants en inglés) son estrellas de gran tamaño en las que los procesos de fusión nuclear se desarrollan a tal ritmo que el hidrógeno se consume rápidamente en cantidades ingentes, lo que las convierte en las estrellas más activas de todas las conocidas. A consecuencia de ello, estas estrellas son sumamente calientes, correspondiéndoles el color de sus superficies (azul o blanco azulado) a los tipos espectrales O y B. Asimismo la vida media de estas estrellas es muy corta en comparación con la de otras de menor masa, ya que literalmente se consumen en un breve espacio de tiempo, terminando su existencia como supernovas y dejando como residuo final una estrella de neutrones o un agujero negro.

Las supergigantes azules no deben ser confundidas con las gigantes azules, como Murzim (β Canis Majoris).

En astronomía, se denominan supergigantes rojas (red supergiants en inglés) a estrellas supergigantes (de clase de luminosidad I) de tipo espectral K o M. Son las estrellas más grandes (en términos de volumen) que se encuentran en el universo, aunque no son las más masivas y, como su nombre lo indica, sus superficies son de color rojizo y ligeramente oscuro.

Las estrellas con más de unas 10 masas solares, después de consumir su hidrógeno en el núcleo durante la etapa de secuencia principal, se transforman en supergigantes rojas durante su etapa de fusión de helio. Estas estrellas no son las más calientes, sino que, relativamente, están entre las más frías. A diferencia de las gigantes azules, cuyas temperaturas superficiales varían entre 28.000 y 50.000 K, las de estos astros normalmente oscilan entre 3000 y 4000 K. Asimismo, por lo que respecta a su tamaño, son las estrellas más grandes, pero sus densidades son muy bajas, menores que las de las gigantes azules, que son más pequeñas pero más calientes en su superficie. Sin embargo, sus temperaturas internas, en la zona nuclear, alcanzan por lo menos los 600 millones de K en comparación con las pocas decenas de millones de K presentes en el corazón de una estrella gigante azul. Esto se debe a que mientras las primeras fusionan carbono o elementos más pesados en la combustión estelar, las gigantes azules fusionan tan sólo hidrógeno. (Véase nucleosíntesis estelar.)

La baja temperatura efectiva de estas estrellas comparada con la de las gigantes azules, como se expresó anteriormente, se debe a que la densidad, es decir, la cantidad de masa en relación al volumen que ocupan dichos cuerpos celestes, es muy baja, por lo que se puede decir también, que la densidad de las supergigantes rojas es mucho menor que el de las gigantes azules; el diámetro de estos astros es en consecuencia muy grande, de cientos de veces el del Sol o incluso mucho mayor. Las mayores supergigantes rojas conocidas en la Galaxia son VY Canis Majoris, VV Cephei, KW Sagittarii, V354 Cephei y KY Cygni, todas ellas con radio unas 1.500 veces mayor que el radio solar, o unas 7 ua, y algunas catalogadas incluso como hipergigantes rojas. Si estuvieran situadas en el centro del Sistema Solar, su superficie se situaría entre las órbitas de Júpiter y Saturno, o incluso sobrepasaría la de este último planeta.

Según la primera ley de la termodinámica, la energía (indiferentemente de cual tipo sea la que estemos estudiando) en un sistema cerrado, siempre se conserva y se distribuirá uniformemente dentro del sistema a estudiar. Dentro de dicho sistema, la superficie y la intensidad de energía, se comportarán de forma inversamente proporcional. Análogamente a esta ley, mientras el tamaño de la estrella sea menor, la intensidad de energía calórica, procedente de la fusión de átomos de hidrógeno, será mayor y si el tamaño es mayor, su intensidad será menor.

Actualmente se conocen varias estrellas de este tipo, siendo las más brillantes Betelgeuse (α Orionis) y Antares (α Scorpii). Se piensa que Betelgeuse está en la etapa final de su evolución estelar y en función de su masa podría convertirse en una supernova. Otras supergigantes rojas, como Mu Cephei, están a tal distancia de la Tierra que su magnitud aparente es significativamente menor, si bien son mucho más luminosas que éstas. Las supergigantes rojas provienen de la evolución de gigantes azules y, dependiendo de la masa de la estrella progenitora, pueden explotar directamente como una supernova o hacerlo pasando tras una fuerte pérdida de masa de nuevo como una gigante azul (fase conocida como de Variable luminosa azul) o incluso como una estrella de Wolf-Rayet, dando lugar a una estrella de neutrones o a un agujero negro.

Una supernova (del latín nova, «nueva») es una explosión estelar que puede manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón, a eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas») o simplemente novae. Con el tiempo se hizo la distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidad intrínseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamándose novae (novas), en tanto que a los más luminosos se les agregó el prefijo «super-».

Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad hasta alcanzar un máximo, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.

Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba.

Imagen en Rayos X de la supernova SN 1006, tomada por ASCA, un satélite de la NASA para el estudio de los rayos cósmicos.

La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).

Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años.

Las supernovas pueden liberar varias veces 10⁴⁴ J de energía. Esto ha resultado en la adopción del foe (10⁴⁴ J) como unidad estándar de energía en el estudio de supernovas.

La clasificación de las supernovas tiene razones históricas, y nació de los primeros intentos, por parte de los astrónomos, de comprenderlas; es así como se empezó agrupándolas de acuerdo a las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros.

La primera clave para la división es la presencia o ausencia de hidrógeno. Si el espectro de una supernova no contiene una línea de hidrógeno es clasificada como tipo I; de lo contrario, se la clasifica como tipo II.

Dentro de estos dos grupos principales hay también subdivisiones de acuerdo a la presencia de otras líneas.

Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para los astrónomos, «metal» es todo elemento más pesado que el helio). Así, tras cada generación de estrellas (y, consecuentemente, de supernovas), la proporción de elementos pesados del medio interestelar aumenta. Mayores abundancias en metales tienen importantes efectos sobre la evolución estelar. Además, sólo los sistemas estelares con metalicidad lo suficientemente alta pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva pues una mayor probabilidad de formación de planetas, pero también contribuye a formar estrellas de menor masa. Esto es debido a que el gas acretado por la protoestrella es más sensible a los efectos del viento estelar cuanto más elementos pesados posea, pues éstos absorben mejor los fotones.

Alex Filippenko y sus colaboradores postulan que las mayores supernovas (como la SN 2005ap y la SN 2006gy) habrían sido producidas por estrellas muy masivas (de 100 o más masas solares, en los casos citados 150 masas solares), y que estrellas de esas características habrían constituido la primera generación de estrellas en el universo; al estallar como gigantescas supernovas habrían difundido en el universo los elementos químicos a partir de los cuales se generaron las nuevas estrellas (y astros en general). Tales elementos químicos serían en definitiva los que constituyen a cada ente material conocido, incluidos los seres humanos.