Las estrellas son grandes bolas de gas incandescente gestionadas por la gravedad y la generación de energía mediante reacciones nucleares. Hay varias formas de clasificar las estrellas, y una de las más conocidas es la clasificación de Morgan Keenan. Esta clasificación agrupa a las estrellas según su temperatura y por lo tanto según sus colores, así, ya que existe una relación entre la temperatura y el color.
Las estrellas más calientes, son azules y cuentan con temperaturas superiores a los 30.000 K. La Clase B de los grupos de estrellas tienen temperaturas de entre 10.000 K y 30.000 K, con el color de un azul más claro que la clase anterior.
En la Clase A hay estrellas blancas donde la temperatura está entre 7.500 K y 10.000 K. Dentro de la clase F se dan las estrellas con una temperatura de entre 6.000 K y K 7500, con los colores de amarillo y negro. Luego tenemos la Clase G, con estrellas amarillas y temperaturas entre 5.000 K y 6.000 K. El Sol pertenece a ese grupo. En la Clase K las estrellas son de color naranja, con temperaturas entre 3.500 K y 5.000 K. Por último tenemos la Clase M, donde las estrellas son más frías, con temperaturas por debajo de 3500 K.
En el espacio hay nubes gigantes de gas interestelar (mayormente hidrógeno) y polvo, y es donde las estrellas nacen. Dentro de estas nubes se encuentran las proto-estrellas (estrellas en su fase inicial) que se forman en regiones donde la densidad es mayor. Estas nubes suelen ser de muy baja densidad, y que por sí solo no podrían crear la fuerza de la gravedad necesaria para el proceso de creación de la estrella. Tienen que ser los factores externos que desencadenan el colapso de las nubes, la radiación o los vientos de las estrellas cercanas los que produzcan explosión de la estrella (una supernova), la rotación de la galaxia. Como ejemplo podemos mencionar la famosa Nebulosa de Orión también conocida como M42, donde las estrellas nacen y donde hay algunas recién formadas. Son estas estrellas jóvenes las que dan un hermoso color de esta nebulosa.
Cuando la proto-estrella llega a la masa y alcanza la temperatura necesaria para iniciar las reacciones nucleares, y cuando el equilibrio entre la fuerza gravitacional que tiende a contraerse sobre la materia, y la presión interna que tiende a expulsar a la misma cuestión en el exterior, las protoestrellas se transforman en verdaderas estrellas. Algunos proto-estrellas más pequeñas no llegan lo suficientemente altas como para desencadenar las reacciones nucleares. Los cuerpos son simplemente brillantes y de color rojizo. Estos objetos son como un enlace entre las estrellas y los planetas gaseosos gigantes.
Después de dejar de ser una proto-estrella, la estrella recién formada entra en una fase estable, llamada la secuencia principal, el período más largo y más estable de su existencia “visible”. Una estrella con una masa equivalente a la del Sol tiene unas pocas decenas de millones de años para entrar en la secuencia principal, que queda en esta fase por cerca de 10 millones de años, hasta que se agota el hidrógeno de su núcleo.
La vida de una estrella y su destino final depende en gran parte de su masa inicial. Cuanto mayor sea la masa de la estrella antes del escape de hidrógeno en su núcleo, más rápidamente llegará al final de su vida. Una vez que el núcleo de hidrógeno de una estrella se agota, las reacciones nucleares dejan de servir como un factor de equilibrio de la fuerza de gravedad y se tiende a colapsar la estrella bajo su propio peso. Esta temperatura se transfiere a las capas externas de la estrella donde todavía hay hidrógeno a partir de una nueva serie de reacciones nucleares. A partir de aquí, el futuro de la estrella depende de su masa inicial:
- Si la masa inicial es de 10 veces la masa del Sol, se convierte en una supergigante roja, a continuación, dando lugar a una supernova (explosión de estrellas). Lo que queda de esta explosión es un objeto pequeño con pocos kilómetros de diámetro, pero con una densidad muy alta, es una estrella de neutrones, también conocidas como púlsares.
- Sin embargo, si por ejemplo, la masa inicial de una estrella es 30 veces mayor que el Sol, esto también dará lugar a una supernova, pero que sigue siendo un cuerpo celeste que es muy pequeño con una fuerza gravitatoria tan extremo que ni un rayo de luz pasando por su proximidad podria escapar de su acción, nos enfrentamos a lo que se conoce como agujero negro.
