Unestel,estrella oestrela és unastre massiu i lluminós format perplasma, que es manté en equilibri per mor de la seva pròpiagravetat, de forma semblant a l'equilibri hidroestàtic. Durant almenys una part de la seva vida, un estel brilla a causa de lafusió termonuclear d'hidrogen enheli que té lloc al seu nucli, alliberant energia que travessa el seu interior i després ésirradiada cap a l'espai exterior. Una vegada l'hidrogen del seu exterior està a punt d'exhaurir-se, gairebé tots els elements més pesants que l'heli que ocorren naturalment es creen mitjançant lanucleosíntesi estel·lar durant la vida de l'estel i, per a alguns estels, mitjançant lanucleosíntesi de les supernoves quan aquestesexploten. Cap al final de la vida d'un estel, aquesta pot contenirmatèria degenerada.
Els astrònoms poden determinar-ne lamassa, edat imetal·licitat (composició) observant el seu moviment a través de l'espai, la sevalluminositat i el seuespectre, respectivament. La massa total d'un estel és el determinant principal de la sevaevolució i destí eventual. Les altres característiques d'un estel, incloent el diàmetre i la temperatura, canvien al llarg de la seva vida, mentre que el seu entorn influeix en la seva rotació i desplaçament. Un gràfic que enfronta la temperatura d'un estel amb la seva lluminositat, conegut com adiagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama H-R), permet determinar l'edat i estat evolutiu d'un estel.
Els estels emetenllum de tots els colors, la barreja dels quals fa que es vegin blancs. Tanmateix, en molts estels es poden apreciar certes tonalitats cromàtiques, sobretot les vermelles, com és el cas deBetelgeuse o bé d'Antares.ElSol és clarament groguenc. Això és perquè l'estel emet més llum groga que no pas d'altres colors.
La vida d'un estelcomença amb elcol·lapse gravitatori d'unanebulosa composta sobretot per hidrogen, juntament amb heli i traces d'elements més pesants. Una vegada el nucli estel·lar és prou dens, l'hidrogen comença a esdevenir heli per lafusió nuclear i allibera energia en el procés.[1] La resta de l'interior de l'estel transporta energia des del nucli per una combinació de processos deradiació iconvecció. La pressió interna de l'estel prevé que aquesta col·lapsi per si mateixa. Quan elcombustible d'hidrogen s'acaba, una estel amb, com a mínim, 0,4 vegades la massa del Sol[2] s'expandeix per convertir-se en ungegant vermell, a vegades fusionant elements més pesants al nucli o a les capes de prop del nucli. Després, l'estel evoluciona cap a una forma degenerada i recicla una part de la seva matèria en l'entorn interestel·lar, contribuint en la formació d'una nova generació d'estels amb una proporció més alta d'elements pesants.[3] Mentrestant, el nucli es converteix en unromanent estel·lar: unanan blanc, unaestel de neutrons o (si és prou massiu) unforat negre.
Elsestels binaris i els sistemes de múltiples estels consisteixen en dos o més estels lligats per la gravetat i que generalment es mouen un al voltant de l'altre enòrbites estables. Quan aquests estels tenen una òrbita relativament acostada, la seva interacció gravitatòria pot tenir un impacte significatiu en la seva evolució.[4]Els estels també poden formar part d'una estructura molt més grossa, com ara uncúmul estel·lar o unagalàxia.
L'estel més a prop de laTerra és elSol, a l'entorn de la qual orbiten la Terra i un seguici d'objectes que conformen elsistema solar. Altres estels, la majoria de laVia Làctia, són visibles des de la Terra durant la nit, amb una aparença de punts lluminosos fixos al cel per la seva immensa distància des de la Terra. Des de l'antiguitat, els estels més prominents s'han agrupat enconstel·lacions iasterismes, i els estels més brillants han rebut noms propis. Elscatàlegs d'estels llisten lesnomenclatures estel·lars. Al llarg de la història, els estels han estat també cabdals en lanavegació astronòmica i l'orientació, així com l'epicentre de certs mites i doctrines com l'astrologia.
Les persones han vist patrons en els estels des de temps antics.[14] Aquesta representació de la constel·lació deLeo, el lleó, el 1690, és deJohannes Hevelius.[15]La constel·lació de Leo com es pot veure a simple vista. S'hi han afegit línies.
Històricament, els estels han estat importants per lescivilitzacions a tot el món, han estat part de les pràctiques religioses i es van utilitzar per lanavegació celeste i l'orientació. Molts astrònoms antics creien que els estels estaven fixats permanentment a una esfera celeste i eren immutables. Per convenció, els astrònoms agrupaven els estels enconstel·lacions i les usaven per rastrejar els moviments dels planetes i la posició inferida del Sol.[14] El moviment del Sol contra els estels de fons (i l'horitzó) va ser utilitzat per crearcalendaris, que podrien ser utilitzats per regular les pràctiques agrícoles.[16] Elcalendari gregorià, utilitzat actualment gairebé a tot el món, és uncalendari solar basat en l'angle de l'eix de rotació de la Terra pel que fa al seu estel local, el Sol.
El primercatàleg d'estels de l'astronomia grega va ser creat perAristòtil aproximadament el 300 aC, amb l'ajuda deTimocaris.[19] El catàleg d'estels d'Hiparc (segle ii aC) incloïa 1.020 estels i es va utilitzar per assemblar el catàleg d'estels dePtolemeu.[20]Hiparc és conegut pel descobriment de la primeranova (nou estel) registrada.[21] Moltes de les constel·lacions i noms d'estels en ús avui dia deriven de l'astronomia grega.
Malgrat l'aparent immutabilitat dels cels, elsastrònoms xinesos van ser conscients que podrien aparèixer nous estels.[22] El 185 dC, van ser els primers a observar i escriure sobre unasupernova, ara coneguda com aSN 185.[23] L'esdeveniment estel·lar més brillant registrat de la història va ser la supernovaSN 1006, que va ser observada el 1006 i descrita per l'astrònom egipciAlí ibn Ridwan i diversos astrònoms xinesos.[24] La supernovaSN 1054, que va donar origen a laNebulosa del Cranc, també va ser observada per astrònoms xinesos i islàmics.[25][26][27]
Segons Josep Puig, l'astrònomandalusíIbn Bajjah va proposar que la Via Làctia estava formada per molts estels que gairebé es tocaven entre si i semblava ser una imatge contínua a causa de l'efecte de larefracció del material sublunar, citant la seva observació de laconjunció de Júpiter i Mart en 500AH (1106/1107 dC) com a evidència.[31] Els primers astrònoms europeus, comTycho Brahe, van identificar nous estels en elcel nocturn (més endavant denominadesnoves), suggerint que els cels no eren immutables. El 1584,Giordano Bruno va suggerir que els estels eren com el Sol i podrien teniraltres planetes, possiblement semblants a la Terra, en òrbita al voltant seu,[32] una idea que ja havia estat suggerida anteriorment pels anticsfilòsofs grecs,Demòcrit iEpicuri,[33] i pelsastrònoms del món àrab medievals[34] comFakhr al-Din al-Razi.[35] Al segle següent la idea que els estels eren iguals al Sol estava arribant a un consens entre els astrònoms. Per explicar per què aquests estels no exercia cap força gravitatòria neta sobre el sistema solar,Isaac Newton va suggerir que els estels estaven igualment distribuïts en totes les direccions, una idea impulsada pel teòlegRichard Bentley.[36]
El 1667 l'astrònom italiàGeminiano Montanari va registrar variacions observades en la lluminositat de l'estelAlgol.Edmond Halley va publicar els primers mesuraments delmoviment propi d'un parell d'estels «fixos» propers, demostrant que aquestes havien canviat les seves posicions des del temps dels antics astrònomsgrec Ptolemeu i Hiparc.[32]
William Herschel va ser el primer astrònom que va intentar determinar la distribució dels estels en el cel. Durant la dècada de 1780 va establir una sèrie d'indicadors en 600 adreces i va explicar els estels observats al llarg de cada línia de visió. D'això va deduir que el nombre d'estels s'elevava constantment cap a un costat del cel, en direcció al nucli de la Via Làctia. El seu fillJohn Herschel va repetir aquest estudi en l'hemisferi sud i va trobar un augment corresponent en la mateixa direcció.[37] A més dels seus altres assoliments, William Herschel també destaca pel seu descobriment que alguns estels no es troben simplement al llarg de la mateixa línia de visió,
La ciència de laespectroscòpia astronòmica va ser iniciada perJoseph von Fraunhofer iAngelo Secchi. Comparant els espectres d'estels com aSírius amb el Sol, van trobar diferències en la força i el nombre de les seves línies d'absorció —les línies fosques en un espectre estel·lar causades per l'absorció de l'atmosfera de freqüències específiques. El 1865 Secchi va començar a classificar els estels pertipus espectrals.[38] No obstant això, la versió moderna de l'esquema de classificació estel·lar va ser desenvolupat perAnnie J. Cannon durant la dècada de 1900.
El primer mesurament directe de la distància a un estel (61 Cygni a 11,4 anys llum) va ser dut a terme el 1838 perFriedrich Bessel usant la tècnica deparal·laxi. Els mesuraments de paral·laxi van demostrar la gran separació dels estels en els cels.[32] L'observació delsestels dobles va guanyar importància creixent durant el segle xix. El 1834Friedrich Bessel va observar canvis en el moviment propi de l'estel Sírius i va inferir un company ocult. El 1899,Edward Pickering va descobrir el primerestel binari espectroscòpic quan va observar la divisió periòdica de les línies espectrals de l'estelMizar en un període de 104 dies. Les observacions detallades de molts sistemes estel·lars binaris van ser recollides per astrònoms comFriedrich Georg, Wilhelm von Struve iS. W. Burnham, la qual cosa va permetre que les masses dels estels es determinessin a partir de la computació delselements orbitals. El 1827Felix Savary va donar la primera solució al problema de derivar una òrbita d'estels binaris a partir d'observacions telescòpiques.[39]El segle xx va veure avanços cada vegada més ràpids en l'estudi científic dels estels. Lafotografia es va convertir en una valuosa eina astronòmica.Karl Schwarzschild va descobrir que el color d'un estel i, per tant, la seva temperatura, podia determinar-se comparant lamagnitud visual amb lamagnitud fotogràfica. El desenvolupament delfotòmetrefotoelèctric va permetre mesuraments precisos de la magnitud en múltiples intervals de longitud d'ona. El 1921Albert A. Michelson va fer els primers mesuraments d'un diàmetre estel·lar utilitzant uninterferòmetre en eltelescopi Hooker de l'Observatori de Mont Wilson.[40]
Durant les primeres dècades del segle xx es van produir importants treballs teòrics sobre l'estructura física dels estels. El 1913, es va desenvolupar eldiagrama Hertzsprung-Russell, que va impulsar l'estudi astrofísic dels estels. Es van desenvolupar models reeixits per explicar els interiors dels estels i l'evolució estel·lar. El 1925Cecilia Payne-Gaposchkin va proposar per primera vegada en la seva tesi doctoral que els estels estan fets principalment d'hidrogen i heli.[41] Els espectres dels estels van ser entesos més a fons a través dels avenços en lafísica quàntica. Això va permetre determinar la composició química de l'atmosfera estel·lar.[42]
Amb l'excepció de lessupernoves, els estels individuals han estat observats principalment en elGrup Local,[43] i especialment en la part visible de laVia Làctia (com ho demostren els detallatscatàlegs d'estels disponibles per a la nostra galàxia).[44] Però s'han observat alguns estels en la galàxia M100 delcúmul de la Verge, a uns 100 milions d'anys llum de la Terra.[45] En elSupercúmul Local és possible de veure-hicúmuls d'estels, i els telescopis actuals podrien, en principi, observar estels individuals febles en el Grup Local[46] (vegeuCefeides). No obstant això, fora del Supercúmul local de galàxies, no s'han observat ni estels ni cúmuls d'estels. L'única excepció és una feble imatge d'un gran cúmul estel·lar que conté centenars de milers d'estels situats a una distància d'un bilió d'anys llum,[47] deu vegades més lluny del grup d'estels més distant observat anteriorment.
Un estel típic es divideix en nucli, mantell i atmosfera. En el nucli és on es produeixen les reaccions nuclears que en generen l'energia. El mantell transporta aquesta energia cap a la superfície i segons com la transporta, perconvecció o perradiació, es dividirà en dues zones: radiant i convectiva. Finalment, l'atmosfera és la part més superficial dels estels i l'única que és visible. Es divideix encromosfera,fotosfera icorona solar. L'atmosfera estel·lar és la zona més freda dels estels i s'hi produïxen els fenòmens d'ejecció de matèria. Tanmateix, la corona suposa una excepció al que s'ha dit, ja que la temperatura torna a augmentar fins a ultrapassar el milió de graus. Però és una temperatura enganyosa. En realitat, aquesta capa és molt poc densa i és formada perpartícules ionitzades altament accelerades pelcamp magnètic de l'estel. Llurs grans velocitats confereixen a aquestes partícules altes temperatures.[48]
Al llarg del seu cicle, els estels experimenten canvis en la grandària de les capes i fins i tot en l'ordre en què es disposen. En algunes, la zona radiant se situa abans que la convectiva i en d'altres a l'inrevés, depenent tant de la massa com de la fase de fusió en què es trobi. De la mateixa manera, el nucli també pot modificar les seves característiques i la seva grandària al llarg de l'evolució de l'estel.
Els astrònoms calculen la temperatura dels estels segons la color que tenen. Elsblaus són més calents que elsgrocs, i els grocs són més calents que elsroigs. Després de molts estudis, entre els quals cal destacar els de la nord-americana Annie J. Cannon, delHarvard Observatory deBoston, s'ha establert la següent classificació dels estels segons el seuespectre:
Color blau, que vol dir, si fa o no fa, 30.000 °C, comI Cephei
Color blanc blau, que vol dir, si fa o no fa, 20.000 °C, comSpica
Color blanc, que vol dir, si fa o no fa, 10.000 °C, comVega
Color blanc groc, que vol dir, si fa o no fa, 7.000 °C comProció
Color groc, que vol dir, si fa o no fa, 5.500 °C com el nostre estel, elSol
Color carabassa, que vol dir, si fa o no fa, 4.000 °C comArcturus
Color roig, que vol dir, si fa o no fa, 3.000 °C comBetelgeuse
Latemperatura de superfície d'un estel, és a dir, la de la superfície que emet la llum que nosaltres veiem, és molt menor (ex.: 6.000 K en elSol) que la del nucli de l'estel, on pot arribar a diverses desenes de milions de graus.
Pel que fa a la grandària, un estel pot arribar a ser tan petit com laTerra. Aleshores s'anomenanan blanc. Quan es fa encara més petit i ja no emet llum, ja no és apropiat d'anomenar-loestel: llavors és unpúlsar, que és la resta d'una estel (malgrat que és corrent d'anomenar-losestels de neutrons). El Sol és una estel mitjà.
ElSol és pres com l'estel prototípic, no perquè sigui especial en cap sentit, sinó perquè és el més a prop a laTerra i, per tant, el més estudiat. La majoria de les característiques dels estels se solen mesurar en unitats solars. Les magnituds solars són usades enastrofísica estel·lar com a patrons.
La primera classificació estel·lar va ser formulada perHiparc de Nicea i preservada en la cultura occidental perPtolemeu en el seuAlmagest. Aquest sistema classificava els estels segons la intensitat de la seva lluentor aparent vista de laTerra estant. Hiparc va definir una escala decreixent de magnituds, en què els estels més brillants són de primera magnitud i els menys brillants, gairebé invisibles a ull nu, són de sisena magnitud. Encara que ja no s'empra, va constituir la base per a la classificació actual.
La classificació moderna es fa segonstipus espectral. Existeixen dues menes de classificació, basades en dos catàlegs diferents: elHenry Draper Catalogue (HD), compilat a laUniversitat Harvard a principis del segle xx, el qual determina el que es denominatipus espectral, i el catàleg de l'Observatori Yerkes, compilat el 1943, que determina el que es denominaclasse de lluminositat; aquesta és la classificació espectral de Yerkes, també anomenadasistema MKK. Ambdós sistemes de classificació són complementaris.
Aproximadament un 10% de tots els estels sónnans blancs, un 70 % són estels de tipus M, un 10% són estels de tipus K i un 4 % són estels de tipus G com el Sol. Tan sols un 1 % dels estels són de més massa i de tipus A i F. Elsestels de Wolf-Rayet són extremadament rars. Elsnans marrons, projectes d'estels que van restar a mig fer a causa de la seva petita massa, podrien ser molt abundants, però la seva feble lluminositat impedeix de poder-ne fer un cens apropiat.
Els estels es formen a les regions més denses delsnúvols moleculars a conseqüència de les inestabilitats gravitatòries causades, principalment, persupernoves o col·lisions galàctiques. El procés s'accelera una vegada que aquests núvols d'hidrogen molecular (H₂) comencen a caure sobre si mateixos, alimentats per la cada vegada més intensaatracció gravitatòria. La seva densitat augmenta progressivament, i és més ràpid el procés en el centre que a la perifèria. No triga gaire a formar-se un nucli en contracció molt calent anomenat «protoestel». El col·lapse en aquest nucli és, finalment, detingut quan comencen les reaccions nuclears que eleven la pressió i temperatura de la protoestel. Una vegada estabilitzada la fusió de l'hidrogen, es considera que l'estel és en l'anomenadaseqüència principal, fase que ocupa aproximadament un 90 % de la seva vida. Quan s'esgota l'hidrogen del nucli de l'estel, la seva evolució dependrà de la massa (detalls en evolució d'un estel) i pot convertir-se en unnan blanc o explotar com a supernova, deixant també un romanent estel·lar que pot ser unestel de neutrons o unforat negre. Així doncs, la vida d'una estel es caracteritza per llargues fases d'estabilitat regides per l'escala de temps nuclear, separades per breus etapes de transició dominades per l'escala de temps dinàmic.[cal citació]
Molts estels, com el Sol, tenen aproximadamentsimetria esfèrica perquè tenen velocitats de rotació baixes. Altres estels, però, giren a gran velocitat i el seu radi equatorial és significativament més gros que el seu radi polar. Una velocitat de rotació alta també genera diferències de temperatura superficial entre l'equador i els pols. Com a exemple, la velocitat de rotació a l'equador de Vega és de 275 km/s, cosa que fa que els pols estiguin a una temperatura de 10.150 K i l'equador a una temperatura de 7.900 K.[50]
La majoria dels estels perden massa a una celeritat molt baixa. Alsistema solar, uns 2*1016 kg de matèria estel·lar són expulsats pel vent solar cada any. Tanmateix, en les darreres fases de les seves vides, els estels perden massa de manera molt més intensa i poden acabar en una massa final molt inferior a l'original. Per als estels més massius aquest efecte és important de bon començament. Així, un estel amb 120 masses solars inicials imetal·licitat igual a la del Sol arribarà a expulsar en forma devent solar més del 90% de la seva massa i acabarà la seva vida amb menys de 10 masses solars.[51] Finalment, en morir l'estel, es produeix en la majoria dels casos unanebulosa planetària, una supernova o una hipernova, uns processos que expulsen encara més matèria a l'espai interestel·lar. La matèria expulsada conté elements pesants produïts a l'estel que més tard formaran nous estels i planetes, i augmenta així la metal·licitat de l'univers.
Una estrella nana blanca en òrbita al voltant de Sírius (representació artística). Imatge de la NASA
A més dels estels solitaris, hi hasistemes multiestel·lars consistents en dos o més estels lligats gravitacionalment que orbiten entre si. El sistema multiestel·lar més comú és el d'estrella binària, però també es troben sistemes de 3 o més estels. Per raons d'estabilitat, aquesta mena de sistemes multiestel·lars estan sovint organitzats en grups jeràrquics d'estels binaris coorbitant.[52] També existeixen grups més grans anomenatscúmuls d'estels que van des de dèbilsassociacions estel·lars amb només uns pocs estels, fins a enormescúmuls globulars amb centenars de milers d'estels.
És un supòsit molt acceptat que la majoria d'estels tenen un enllaç gravitatori amb altres estels d'un sistema múltiple. Això és particularment cert per a estels massius de tipus O o B, en què el 80% dels sistemes es creu que són múltiples. Tanmateix, la porció d'estels senzills augmenta per als estels més petits, de manera que només el 25% delsnans vermells té companys estel·lars. Com que el 85% dels estels de la Via Làctia són nans vermells es calcula que la majoria dels estels que té són solitaris.[53]
Els estels no es troben uniformement a l'univers, sinó que es troben agrupats en galàxies, juntament amb el gas i la pols interestel·lars. Una galàxia típica conté centenars de milers de milions d'estels, i n'hi ha més de cent mil milions (1011) a l'univers observable.[54] Encara que sovint es creu que els estels només existeixen a les galàxies, s'han descobert estels intergalàctics.[55] Els astrònoms han estimat que hi ha com a mínim setanta mil trilions (7×1022) d'estels a l'univers observable.[56]
No existeix un mètode únic per a mesurar la distància entre planetes i estels en el cosmos; la tria d'un mètode o d'altre depèn de la distància a l'element en qüestió. El mètode de laparal·laxi trigonomètrica és el més habitual per a mesurar els estels no gaire llunyans. L'estel més a prop de la Terra, a banda del Sol, ésProxima Centauri, que és a 39,9 bilions (1012) de quilòmetres, o a 4,2 anys llum de distància. La llum de Proxima Centauri ha de menester 4,2 anys per a arribar a la Terra. Viatjant a la velocitat deltransbordador espacial (quasi 30.000 quilòmetres per hora), es trigaria 150.000 anys a arribar-hi.[57] Distàncies com aquesta són típiques dintre delsdiscs galàctics, també en el veïnatge del sistema solar.[58] Els estels poden ser més propers entre si als centres de les galàxies i alscúmuls globulars, o més separats alshalos galàctics.
Per les relativament vastes distàncies entre els estels a fora del nucli galàctic, les col·lisions entre estels es creu que són rares. En regions denses com als nuclis dels cúmuls globulars o el centre galàctic, les col·lisions poden ser més comunes.[59] Aquestes col·lisions poden produir el que es coneix com ablaves endarrerides. Aquests estels anormals tenen unes temperatures de superfície com els altres estels de laseqüència principal amb la mateixa lluminositat en el cúmul.[60]
A principis del segle xx, la ciència es demanava quina era la font de la increïble energia que alimentava els estels. Cap de les solucions conegudes a l'època resultava viable. Capreacció química arribava al rendiment necessari per a mantenir la lluminositat que desprèn el Sol. Així mateix, la contracció gravitatòria, si bé resultava una font energètica més, no podia explicar l'aportació de calor al llarg de milers de milions d'anys. SirArthur Eddington va ser el primer a suggerir en la dècada de 1920 que tanta energia procedia de reaccions nuclears. Existeixen dues menes de reaccions nuclears, les defissió i les defusió. Les reaccions de fissió no poden mantenir la lluminositat d'un estel a causa del seu relativament baix rendiment energètic i, sobretot, al fet que requereixen elements més pesants que elferro, els quals són poc abundants a l'univers. El primer mecanisme detallat de reaccions nuclears de fusió capaces de mantenir l'estructura interna d'un estel va ser descobert perHans Bethe el 1938; és vàlid per a estels de massa intermèdia o elevada i porta el nom del seu descobridor (cicle de Bethe ocicle CNO).
Nebulosa planetària M-57, àmpliament coneguda com anebulosa de l'Anell. El seu diàmetre és aproximadament d'unany llum
Imatge de l'estel altament massiuEta Carinae, capturada pel telescopi espacial Hubble de laNASA. Les nebuloses circumdants tenen un diàmetre longitudinal d'aproximadament 0,5 anys llum
Tanmateix, va resultar que les temperatures que s'assoleixen en els nuclis dels estels són massa baixes com per a fusionar elsions. El que passa és que l'efecte túnel permet que dues partícules amb energia insuficient per a traspassar labarrera de potencial que les separa tinguin una probabilitat de saltar aquesta barrera i poder-se unir. En haver-hi tantes col·lisions, estadísticament es donen suficients reaccions de fusió perquè se sostingui l'estel, però no tantes reaccions com per fer-la esclatar. Existeix un punt òptim d'energia per al qual es donen la majoria de les reaccions que resulta de l'encreuament de la probabilitat que dues partícules tinguin una energia determinada E a una temperatura T i de la probabilitat que aquestes partícules saltin la barrera per efecte túnel. És l'anomenatpicde Gamow.
Als nuclis dels estels s'esdevenen una gran varietat de reaccions diferents de fusió, les quals depenen de la massa i la composició.
Normalment, els estels comencen la combustió nuclear amb un 75 % d'hidrogen i un 25 % d'heli, aproximadament, i amb petites traces d'altres elements. Al nucli del Sol, amb uns 107 K, l'hidrogen es fusiona per a formar heli per mitjà de lacadena protó-protó:
Aquestes reaccions queden reduïdes en la reacció global:
4¹H →4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)
A estels més massius, l'heli es produeix en un cicle de reaccionscatalitzades pelcarboni: és el cicle CNO ocicle de Bethe. Això és representat exemplarment en el cas d'un estel amb 18 masses solars:
Material combustible (o Fe)
Temperatura en milions de kèlvins
Densitat (kg/cm³)
Duració de la combustió
H
40
0,006
10 milions a.
He
190
1,1
1 milió a.
C
740
240
12.000 anys
Ne
1.600
7.400
12 anys
O
2.100
16.000
4 anys
S/Si
3.400
50.000
1 setmana
Fe-escorça
10.000
10.000.000
-
Als estels, els nuclis es troben a 108 K i les masses van des de les 0,5 fins a les 10 masses solars; l'heli resultant de les primeres reaccions pot transformar-se en carboni amb elprocés triple alfa:
Els estels variables tenen canvis periòdics o aleatoris en la seva lluminositat per les seves propietats intrínseques. Als estels intrínsecament variables, els tipus primaris poden ser subdividits en tres grups principals.
Durant la seva evolució, alguns estels passen per algunes fases en què poden esdevenir variables polsants. Els variables polsants canvien el seu radi i la lluminositat al llarg del temps, expandint-se i contraent-se amb períodes que van de minuts a anys, depenent de la mida de l'estel. Aquesta categoria inclouCefeida i semblants, i variables de llarg període comMira.[61]
Les variables eruptives són estels que experimenten augments sobtats de lluminositat per grans ejeccions de massa estel·lar.[61] Aquest grup inclou els protoestels, els estels Wolf-Rayet, i elsestels fulgurants, i també estels gegants i supergegants.
Les variables cataclísmiques o explosives pateixen un canvi dramàtic en les seves propietats. Aquest grup inclounoves isupernoves. Un sistema binari que inclogui un company blanc pot produir certs tipus d'aquestes explosions estel·lars espectaculars, incloent-hi les noves i les supernoves de tipus 1a.[4] L'eclosió és creada quan el nan blanc excreta hidrogen del company estel·lar, i adquireix massa fins que l'hidrogen se sotmet a la fusió.[62] Algunes noves també poden tenir esclats periòdics d'amplitud moderada.[61]
Els estels també poden variar en lluminositat per factors extrínsecs, com binaris eclipsant-se mútuament.[61] Un exemple destacable de binaris eclipsant-se ésAlgol, que regularment varia en magnitud de 2,3 a 3,5 en un període de 2,87 dies.
Tal com ha succeït amb certesconstel·lacions i amb el mateixSol, els estels en general tenen la seva pròpiamitologia. En estadis precientífics de la civilització, s'han vist com a entitats vivents (animisme), dotades de força sobrenatural o bé com a déus. Igualment s'ha identificat els estels amb les ànimes dels morts o esperits. Un costum popular afirma que en veure un estel fugaç es pot demanar undesig i serà acomplert.
La trajectòria dels estels i la seva configuració en l'espai encara avui formen part d'alguns constructes culturals lligats al pensament màgic, com l'astrologia, que proposa d'endevinar el futur basant-se en la posició relativa delsplanetes, laLluna i el Sol, respecte als estels, vistos de laTerra estant.
↑Grasshoff, Gerd.The history of Ptolemy's star catalogue (en anglès). Springer, 1990, p. 1-5.ISBN 0-387-97181-5.
↑Pinotsis, Antonios D. «Astronomy in Ancient Rhodes» (en anglès). Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. [Consulta: 2 juny 2009].
↑Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang «The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova» (en anglès). Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics, 6, 5, 2006, pàg. 635-640.Bibcode:2006ChJAA...6..635Z.DOI:10.1088/1009-9271/6/5/17.
↑Duyvendak, J. J. L. «Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles» (en anglès). Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 54, 318, 4-1942, pàg. 91-94.Bibcode:1942PASP...54...91D.DOI:10.1086/125409. Mayall, N. O.; Oort, Jan Hendrik «Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects» (en anglès). Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 54, 318, 4-1942, pàg. 95-104.Bibcode:1942PASP...54...95M.DOI:10.1086/125410.
↑Brecher, K.; Fesen, R. A.; Maran, S. P.; Brandt, J. C. «Ancient records and the Crab Nebula supernova» (en anglès). The Observatory, 103, 1983, pàg. 106-113.Bibcode:1983Obs...103..106B.
↑Kennedy, Edward S.Review:The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory by Aydin Sayili (en anglès). 53. Isis, 1962, p. 237-239.DOI10.1086/349558.
↑Aitken, Robert G.The Binary Stars (en anglès). Dover Publications Inc., 1964, p. 66.ISBN 0-486-61102-7.
↑Michelson, A. A.; Pease, F. G. «Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer» (en anglès). Astrophysical Journal, 53, 1921, pàg. 249-259.Bibcode:1921ApJ....53..249M.DOI:10.1086/142603.
↑Unsöld, Albrecht.The New Cosmos (en anglès). 5ta. Springer, 2001, p. 180-185, 215-216.ISBN 3-540-67877-8.
↑p.Plantilla:Esdex.Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno «Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31» (en anglès). The Astronomical Journal, 125, 3, 2003, pàg. 1298-1308.Bibcode:2003AJ....125.1298B.DOI:10.1086/346274.
