Las personas en la antigüedad pensaban que las estrellas eran luces diminutas en el lado interno de un gran globo hueco. Crearon historias sobre ellas y dieron nombres a los dibujos que vieron plasmados en el cielo noche tras noche y año tras año (ver Las Constelaciones). Sólo con el nacimiento de la ciencia moderna de la astronomía la verdadera naturaleza del universo empieza a revelarse.

Los científicos aún no pueden decir con exactitud lo que es una estrella. Sin embargo, conocen muchos hechos acerca de estas miríadas de compañeras del Sol, el cual ilumina y calienta la Tierra.

La estrella que mejor conocemos es nuestro propio Sol. Es el centro de nuestro Sistema Solar, y la Tierra se mueve alrededor de él. El Sol es sólo una entre miles de millones de estrellas. Igualmente, nuestro Sistema Solar es sólo un pequeño segmento de la gran galaxia que nosotros llamamos Vía Láctea. Muchas otras galaxias son visibles a través de los telescopios.

Los astrónomos generalmente admiten que la mayoría de las estrellas tienen aproximadamente el mismo diámetro de nuestro Sol; sin embargo, algunas llegan a tener sólo una décima parte de su tamaño, mientras que otras pueden tenerlo más de 100 veces.

Las estrellas son realmente grandes globos de gases incandescentes cuyo brillo depende de su tamaño y temperatura. Estas esferas resplandecientes son enormes potencias de energía atómica, y actualmente se cree que esta energía es liberada mediante un proceso similar a la reacción termonuclear que tiene lugar en una bomba de hidrógeno. El contenido químico de una estrella es determinado a través de la ciencia conocida como astrofísica. En muchas estrellas los gases pueden ser increíblemente ligeros, con las partículas o átomos de materia en el gas lo bastante lejos entre sí como para hacerlo miles de veces menos denso que el aire que nosotros respiramos. Aún para su ligereza, la materia es allí quizás un millón de veces la que nosotros tenemos en la Tierra. En ellas hay hidrógeno (H), oxígeno (O) y nitrógeno (N), y quizás hierro (Fe) y calcio (Ca) además de otros elementos. En las estrellas más frías la materia puede ser casi líquida, más parecida al hierro hirviente en un horno de fundición. En algunas estrellas viejas y comparativamente frías, la materia puede condensarse tan densamente que una pulgada cúbica de ella pesaría una tonelada. Tales estrellas son llamadas muertas u oscuras. Los astrofísicos determinan estos hechos con espectroscopios. Con estos instrumentos ellos pueden decir a través de la luz que una estrella irradia qué tipo de materia contiene y qué tan caliente es.

¿Cómo localizan los astrónomos las estrellas muertas que no irradian luz? Algunas se descubren porque están cerca de estrellas luminosas, y la gravitación las mantiene girando una alrededor de la otra. Del movimiento de la estrella luminosa puede determinarse la naturaleza de la estrella oscura.

En algunas estrellas dobles, o binarias, la oscura gira regularmente delante de la luminosa y corta la luz. Semejante par es llamado estrella variable eclipsante. Algunas estrellas oscuras emiten radiación infrarroja que puede ser fotografiada.

Los astrónomos pueden únicamente estimar el número total de estrellas en el universo. Una forma de hacer esto es medir la cantidad de luz y otros efectos dada por un número conocido de estrellas y comparar éstos con el efecto del cielo entero. Algunos astrónomos dicen que la Vía Láctea sola tiene más de 100 mil millones de estrellas y que la Vía Láctea está constituida meramente por las estrellas cercanas a nosotros. Fuera de la Vía Láctea se estima que hay miles de millones de galaxias, y si la estimación para la Vía Láctea sola está cercana a la verdad, el número total de estrellas debe ser inconcebiblemente grande.

Los astrónomos miden las tremendas distancias a las estrellas en años luz (un año luz es la distancia que la luz recorre en un año, a razón de 300.000 km/s). La estrella visible más cercana es Alfa Centauro, visible en el Hemisferio Sur. Está a una distancia de 4 ¹/₃ años luz. En la misma constelación hay una estrella más pequeña y quizás más cercana, Próxima Centauro, pero sólo puede verse con la ayuda del telescopio.

La mayoría de las estrellas están tan lejos que no parecen cambiar de posición incluso cuando son vistas desde puntos situados en los lados opuestos de la órbita de la Tierra, apartados entre sí 480 millones de kilómetros. En un telescopio, algunas estrellas más cercanas cambian ligeramente con relación a sus vecinos cuando son vistas desde estos puntos. Este cambio se llama paralaje estelar anual. Con él pueden estudiarse las distancias a las estrellas más cercanas. La primera determinación correcta del paralaje de distancia fue hecha por el astrónomo alemán Friedrich W. Bessel en 1838.

Si miramos las estrellas y luego volvemos a mirarlas aproximadamente una hora después, veremos que todas menos la Estrella Polar (o Estrella del Norte) han cambiado de posición en el cielo. Este cambio es causado por la rotación de la Tierra sobre su eje. Las estrellas parecen ir de este a oeste a través del cielo debido a que la Tierra se mueve bajo ellas de oeste a este.

Por otra parte las estrellas siempre parecen mantener la misma posición relativa (salvo por el movimiento paraláctico). Por esta razón, los antiguos creyeron que la mayoría de las estrellas estaban fijas. Ellos sólo podían ver que unas pocas, a las que llamaron planetas, se movían. Si Cristóbal Colón estuviera vivo, difícilmente vería algún cambio en la posición de las estrellas respecto al día en que llegó al Nuevo Mundo.

Sin embargo, pruebas minuciosas muestran que las estrellas se están moviendo a tremendas velocidades. Nuestro Sol y el Sistema Solar están acercándose a través del espacio a la constelación de Hércules a aproximadamente 19 kilómetros por segundo. El movimiento de una estrella es medido contra el fondo general de estrellas, o esfera celeste, corrigiendo el movimiento aparente debido al efecto del movimiento del Sistema Solar. El resultado es el movimiento apropiado de la estrella.

La más brillante de todas las estrellas es Sirius, la Estrella Can. Tiene más de tres veces el tamaño de nuestro Sol y está aproximadamente a 9 años luz. Se ve mejor a principios de marzo, en el cielo del sur.

En 1844 Bessel anunció que Sirius tiene una inadvertida estrella compañera de la mitad de su tamaño. El telescopio de Bessel no era lo bastante poderoso para detallarlas por separado; pero un americano, Alven G. Clark, encontró la estrella compañera con un telescopio que él mismo había construido.

La compañera de Sirius no bloquea la luz que la estrella envía a la Tierra. La estrella luminosa Algol, en la constelación de Perseo, es una estrella variable eclipsante. Por aproximadamente dos días y medio Algol es casi tan luminosa como la Estrella Polar. Repentinamente su estrella compañera se interpone entre Algol y la Tierra, y la luz es reducida a aproximadamente dos tercios durante unas horas. Hoy los astrónomos conocen más de 50 estrellas variables eclipsantes. Se han observado más de 13.000 estrellas binarias.

El cambio de luz debido al eclipse no debe confundirse con el centelleo. Esto le ocurre a todas las estrellas, porque los cambios en las condiciones atmosféricas terrestres alteran la refracción de la luz de las estrellas y cambian su brillo.

La estrella más importante para los navegantes es Polaris, la Estrella Polar. No está entre las estrellas más luminosas, estando a una inmensa distancia (aproximadamente 680 años luz). Poderosos telescopios muestran que realmente son tres estrellas en un grupo.

Las estrellas ordinariamente son clasificadas por magnitudes, en el orden de su brillo. En la primera magnitud se ubican las 20 luminosas estrellas Sirius, Canopus, Alfa Centauro, Vega, Capella, Arcturus, Rigel, Procyon, Achernar, Beta Centauro, Betelgeuse, Altair, Alfa Crucis, Aldebarán, Pólux, Spica, Antares, Fomalhaut, Deneb y Régulo. El segundo grupo contiene 50 estrellas, incluyendo a la Estrella Polar y los dos punteros. En el tercero hay 160, en el cuarto 500, en el quinto 1.500 y en el sexto 4.000. La mayoría de los ojos humanos no puede ver estrellas más débiles que las que están en la sexta magnitud. El número de estrellas aumenta enormemente en magnitudes más altas. Estas pueden verse y pueden fotografiarse usando telescopios.

No puede descubrirse la distancia de una estrella únicamente a través de su magnitud, ya que su magnitud también depende de su tamaño y brillo (no sólo de la distancia a la que se encuentra). Además, todas las estrellas están tan lejos que aparecen como puntos en el telescopio. Medir la imagen no diría nada sobre su tamaño. Los astrónomos pueden, sin embargo, medir los diámetros de las estrellas brillantes más cercanas. Si un plato con dos aberturas paralelas se pone encima del objetivo de un telescopio, la imagen de la estrella obtenida a través de las aberturas es cruzada por barras de luz y oscuridad debido a la interferencia. Si las aberturas se mueven separadamente, las barras desaparecen. La longitud de la separación requerida para causar esta desaparición depende de la distancia y diámetro de la estrella.

Betelgeuse está aproximadamente a 520 años luz. Fue la primera estrella en ser medida con el interferómetro. En 1920, astrónomos en el Observatorio del Monte Wilson determinaron que el diámetro de Betelgeuse es de casi 418 millones de kilómetros, es decir, es 300 veces tan grande como el Sol. Los tamaños de las estrellas más distantes son estimados por su luz.

Los astrónomos han encontrado que el tamaño de las estrellas depende considerablemente del hecho de que las estrellas parecen nacer, madurar, envejecer y morir. Mientras cumplen este ciclo, sus elementos químicos y el calor interactúan en ellas. Esto produce una sucesión de cambios de color y luminosidad. De esta manera, las observaciones de estas características revelan la fase alcanzada por cada estrella en su ciclo de vida.

Las estrellas de la Clase O, como Betelgeuse, Rigel, Deneb y Antares, son llamadas supergigantes. Son nubes enormes de gas. La fuerza de gravedad está contrayéndolas, y esto les proporciona la suficiente energía radiante para hacerlas las estrellas más luminosas de todas. Las estrellas de la Clase B, como Arcturus, son gigantes. Éstas también están contrayéndose aún.

La mayoría de las estrellas está en la sucesión principal que va de la Clase A a la Clase K. Ellas consisten principalmente en hidrógeno (H) y helio (He), con una difusión de elementos más pesados. Son lo bastante densas como para tener temperaturas interiores sumamente altas, y esto transmuta el hidrógeno a helio. El cambio produce suficiente energía para mantener su calor y brillo, como ocurre en nuestro Sol, una estrella Clase G. Hacia el final de la sucesión, las estrellas están lo bastante frías para permitir la formación de moléculas. Éstas contienen carbono (C) de los tipos R y N y óxido de circonio del tipo S.

Cuando los combustibles nucleares se agotan, las estrellas pasan a un tipo final de enana. En esta etapa los electrones de los átomos son desprendidos de los núcleos, y todas las partículas son despojadas de sus núcleos y se condensan herméticamente. La materia en este estado degenerado es tan densa que una pulgada cúbica de ella puede pesar centenares de toneladas. Las enanas irradian suficiente luz para ser vista a una distancia astronómica corta. Algunas emiten luz blanca, como el compañero de Sirius; otras emiten luz roja.

La formación de la estrella empieza cuando una densa nube interestelar de hidrógeno y partículas de polvo se colapsa hacia su centro bajo la influencia de su propia gravedad. Esta contracción gravitatoria causa un aumento en la densidad de la nube y en su temperatura interior. El calor vaporiza los granos del polvo. Los gases en el centro de la nube empiezan a ejercer una presión exterior que detiene la contracción. Las estrellas empiezan a formarse en el centro de la nube. Cuando las estrellas empiezan a radiar energía derivada de la contracción gravitatoria, sus gases se liberan, dejando un grupo de estrellas.

Como la temperatura en el interior de la estrella aumenta, el deuterio (hidrógeno pesado) se destruye, seguido por el decaimiento del litio (Li), berilio (Be) y boro (Bo) en helio. La temperatura del centro de la estrella continúa aumentando hasta que alcanza un nivel crítico en el que las reacciones de la fusión nuclear empiezan. Una vez iniciada la fusión en el centro de la estrella, la contracción se detiene y la estrella empieza a utilizar su hidrógeno a un ritmo acelerado, transformándolo principalmente en helio. En esta etapa inicial, la estrella irradia grandes cantidades de energía en su propia superficie y en el espacio circundante.

Las etapas finales de la evolución de una estrella dependen principalmente de la masa de ésta y de si es parte de un sistema binario. Generalmente, después de que la estrella alcanza la etapa inicial, puede continuar su evolución de una de las dos siguientes formas:

Estrellas de masa intermedia o baja: Las estrellas solitarias que tienen menos de 1.4 veces la masa del Sol permanecen en la etapa inicial por un largo período. Mientras pasa el tiempo, la composición química de la estrella cambia. El hidrógeno en su centro se convierte en helio, y la temperatura de su núcleo se eleva lentamente. El cambio en la composición de la estrella es acompañado por cambios en su estructura, tamaño y luminosidad. Cuando la etapa inicial se acaba, todo el hidrógeno en su núcleo ha sido agotado y su región central consiste casi completamente en helio inerte. La producción de energía empieza a ocurrir en una corteza delgada alrededor del centro. El núcleo gradualmente aumenta en masa pero disminuye en tamaño debido a que las cantidades siempre crecientes de elementos inertes se alimentan de hidrógeno ardiente a través de la corteza. Puesto que las capas exteriores de la estrella se expanden y enfrían, la estrella toma un color rojo. Al mismo tiempo, la energía del núcleo contraído calienta el hidrógeno e incrementa la luminosidad de la estrella. La estrella está ahora en la primera fase de gigante roja.

La gigante roja tiene una compleja estructura en la que los diferentes tipos de reacciones nucleares siguen a diferentes profundidades. Mientras el centro se torna denso y caliente, las capas exteriores fluyen hacia el exterior, frías, y eventualmente rodean la estrella para formar una nebulosa planetaria. Su núcleo posteriormente se enfría para así volverse una enana blanca.

Las estrellas enanas blancas son llamadas así por el color blanco de las pocas que fueron descubiertas en un principio. Éstas se caracterizan por su baja luminosidad, una masa similar a la del Sol y un radio comparable al de la Tierra. Debido a su gran masa y su pequeño tamaño, tales estrellas son objetos densos y compactos con densidades promedio cercanas a 1 millón de veces la del agua. La región central de una estrella enana blanca típica está compuesta de una mezcla de carbono y oxígeno. Rodeando este núcleo hay una envoltura delgada de helio y, en la mayoría de los casos, una capa aún más delgada de hidrógeno. Sólo las capas externas de una enana blanca pueden ser observadas directamente por los astrónomos.

Debido a que las enanas blancas han agotado su combustible nuclear, ellas no tienen ninguna fuente de energía nuclear residual. Cuando su depósito de energía termal también es agotado, después de que la estrella se ha enfriado, la enana blanca deja de irradiar y se vuelve un remanente estelar frío e inerte, a veces llamado enana negra.

Las estrellas enanas blancas se encuentran ocasionalmente en sistemas de estrellas dobles (binarios), en los cuales los miembros giran cercanamente uno alrededor del otro. En ciertos casos, una gigante roja se extiende en el dominio gravitatorio de una enana blanca. El campo gravitatorio de la enana blanca es tan fuerte que la materia rica en hidrógeno de la atmósfera exterior de la gigante roja es halada hacia la estrella más pequeña. Cuando una cantidad regular de este material aumenta en la superficie de la enana blanca, una explosión nuclear ocurre allí, causando la eyección de gases calientes de la superficie. La enana blanca se vuelve una nova cuando la energía de estas reacciones es liberada fuera de la materia acumulada en una breve pero violenta explosión. La erupción de la nova separa las estrellas e interrumpe la transferencia de materia hasta que, después de un período considerable de tiempo, las dos estrellas se acercan nuevamente.

La explosión de la nova temporalmente aumenta miles de veces (a veces hasta 100.000 veces) la débil luminosidad de una enana blanca. Una nova puede brillar intensamente durante varios días u ocasionalmente durante unas semanas antes de gradualmente reasumir su estado anterior de enana blanca. Las estrellas que se vuelven novas casi siempre son demasiado lánguidas antes de la erupción como para ser vistas por el ojo humano. Su aumento súbito de luminosidad, sin embargo, a veces es lo bastante grande para hacerlas visibles en el cielo de la noche. Para los observadores, tales objetos pueden parecer ser nuevas estrellas de donde surge el nombre de nova, que en latín quiere decir "nuevo".

Estrellas de gran masa: Para las estrellas solitarias que tienen más de cinco veces la masa del Sol la secuencia de eventos es más rápida. Estas estrellas pueden continuar generando energía a través de la fusión después de que han vaciado sus suministros de hidrógeno. Esto es porque su energía potencial gravitatoria les permite ejercer presiones sumamente altas en su interior. De esta manera, pueden producir consecutivamente elementos tan pesados como el hierro en sus núcleos. Después de su etapa inicial, semejante estrella se vuelve una supergigante roja. Se piensa que las reacciones que involucran la fusión férrica resultan en el colapso catastrófico del núcleo de la estrella. Las capas exteriores de la maciza estrella se liberan violentamente en una explosión de supernova.

A diferencia de una explosión de nova, una explosión de supernova es un evento cataclísmico para una estrella, que esencialmente culmina su ciclo de vida activa. Durante varios meses, las supernovas pueden brillar 10 mil millones de veces más que una estrella normal. Las supernovas son raras, ocurriendo aproximadamente una vez al siglo en una galaxia del tamaño de la Vía Láctea.

La primera supernova visible al ojo humano en casi cuatro siglos fue descubierta el 24 de febrero de 1987. Llamada supernova 1987A (SN 1987A), fue señalada casi simultáneamente por astrónomos en Chile y por un observador aficionado en Nueva Zelanda. Visible sólo en el Hemisferio Sur, SN 1987A tuvo lugar en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite de la Vía Láctea. Fue la primera supernova lo bastante luminosa para permitir a los astrónomos analizarla en detalle con el uso de instrumentos modernos.

SN 1987A fue observada inicialmente cuando alcanzó una magnitud cercana a la necesaria para ser visible para el ojo humano. Era tan luminosa que se estudió virtualmente en cada longitud de onda del espectro electromagnético: ondas de radio, luz infrarroja, luz visible, luz ultravioleta, rayos X y rayos gamma. Los primeros días de la explosión fueron acompañados por un estallido de ondas de radio. Sus emisiones de luz ultravioleta disminuyeron rápidamente, indicando un rápido enfriamiento de la corteza en expansión de material arrojado. Observaciones subsecuentes revelaron la presencia de otra corteza de material lejos del de la propia supernova, presumiblemente el material perdido antes de la muerte final de la estrella.

Los científicos identificaron a la progenitora de la SN 1987A como una estrella supergigante cuya masa anterior a la explosión fue quizás 20 veces la del Sol. Detectores subterráneos en los Estados Unidos y Japón registraron un estallido de neutrinos (partículas nucleares elementales eléctricamente neutras y de masa muy inferior a la del electrón, hasta posiblemente nula) que resultaron del colapso del núcleo de la estrella progenitora. Viajando a la velocidad de la luz, los neutrinos simplemente llegaron antes que la SN 1987A fuera descubierta ópticamente.

Hasta la SN 1987A sólo se sabía de siete eventos de supernova registrados. El más famoso de éstos ocurrió en 1054; fue grabado por observadores chinos y coreanos. Dibujos en roca sugieren que también puede haber sido visto por los indios americanos de los Estados Unidos del Sudoeste. Era lo bastante luminoso para ser visto durante el día, y su luminosidad duró semanas. Se sabe que otras supernovas habían sido observadas desde la Tierra en 1572 y 1604.

Después del evento supernova, el núcleo puede permanecer como una estrella de neutrones. Compuesto de neutrones herméticamente condensados, este tipo de estrella tiene una densidad muchas veces mayor que la del Sol pero un diámetro de sólo 19 a 48 kilómetros. Una estrella de neutrones puede imaginarse como un núcleo atómico gigantesco que se mantiene unido por su propia gravedad. Muchas estrellas de neutrones emiten pulsos cortos de ondas de radio a intervalos muy regulares. Generalmente se cree que tales objetos estelares, llamados normalmente pulsares, giran al rededor de estrellas de neutrones.

Si la masa remanente de la supernova es más de dos o tres masas solares, una estrella de neutrones no puede formarse. En cambio, la supernova continúa colapsándose hacia su centro y eventualmente se forma un agujero negro, un objeto con un campo gravitatorio tan poderoso que ninguna forma de materia o energía (ni siquiera la luz) puede escapar de él.