Estrellas

Por Alexander Merz · Publicado el 13 de septiembre de 2026 · Datos verificados el 14 de septiembre de 2026

Al mirar el cielo nocturno nos alegramos con una multitud de puntos luminosos de brillo muy distinto. La mayoría de esos puntos de luz son estrellas de nuestra galaxia. Nuestra estrella más cercana es el Sol, en el centro de nuestro sistema solar. La estrella más próxima fuera de nuestro sistema solar es Próxima Centauri, en la constelación del Centauro. Su distancia es de 4,244 años luz, es decir, unos 40,318 billones de kilómetros (40 318 000 000 000 km). Las estrellas son gigantescos reactores de fusión en los que se forma gran parte de los elementos de la tabla periódica. En ese proceso se libera una cantidad increíble de energía en forma de radiación. Una parte de esa energía la percibimos como luz.

¿Qué son las estrellas?

Las estrellas son cuerpos celestes masivos y luminosos por sí mismos. Además de gas muy caliente, están formadas por gas ionizado y eléctricamente conductor (plasma). En su interior tiene lugar una fusión nuclear. Bajo alta presión y temperatura, el hidrógeno se fusiona en helio.

Esta reacción es exotérmica, lo que significa que libera energía. La velocidad a la que transcurre la reacción viene determinada por la masa de la estrella. Esa inmensa energía liberada es emitida por la estrella en forma de radiación. Se produce radiación en todo el espectro electromagnético: desde rayos X y luz visible hasta el infrarrojo y las ondas de radio de longitud de onda muy larga.

Cuando el combustible se acerca a su fin, la forma de su muerte queda determinada por su masa. De los restos de las estrellas pueden formarse nuevas estrellas, planetas, cometas y todos los demás cuerpos con masa. También los elementos químicos de los que está hecho un ser humano se forjaron finalmente en una estrella. (“Todos somos polvo de estrellas”, Stefan Klein)

Para los niños existen otras vías de entrada a la explicación: ¿Cómo explicar las estrellas a los niños? [Consejos y ejemplos]

¿Cómo nacen las estrellas?

La formación estelar necesita una nube de materia. Al principio del universo, la materia visible estaba compuesta casi por completo por el elemento más sencillo: el hidrógeno (1 protón y 1 electrón).

Una nube de hidrógeno colapsa a causa de un suceso con efecto gravitatorio. Se forman regiones de masa concentrada que atraen más masa por gravitación. Esto significa que la gravedad supera la presión de radiación de las partículas de gas y hace que cada vez más partículas se desplacen hacia el centro gravitatorio.

Con el aumento de masa suben la presión y la temperatura en el interior de la esfera de gas en formación. Este proceso puede durar varios millones de años. Al superarse un umbral crítico comienza la combustión del hidrógeno (fusión nuclear estelar). En ella, los átomos de hidrógeno se fusionan en helio liberando energía. Ha nacido una nueva estrella.

Propiedades de las estrellas

Las estrellas desbordan nuestra imaginación en muchos sentidos. Se dejan describir casi por completo con unos pocos parámetros fundamentales:

La vida de las estrellas

Después de que se enciende la fusión estelar comienza la vida de una estrella tal como la imaginamos. La mayoría recorre en su vida distintas etapas de la secuencia principal. La secuencia principal describe la relación entre el brillo absoluto y el color de la estrella. De ella resultan líneas densamente pobladas a las que puede asignarse la mayoría de las estrellas en función de su masa y su estado evolutivo.

La rapidez con la que una estrella recorre la secuencia principal, y si se aleja de ella, depende de su masa y su composición.

Las estrellas muy masivas queman su combustible en algunos millones de años, mientras que las de poca masa mantienen una fusión nuclear lenta. Esto se aprecia en los colores y las temperaturas superficiales. Las estrellas de poca masa, como las enanas marrones, son oscuras y comparativamente frías, mientras que las estrellas masivas, como las supergigantes azules, brillan con tono azulado y son muy calientes.

Si la composición de una estrella muestra una proporción elevada de elementos pesados como el hierro, puede desarrollar un campo magnético intenso, lo que influye en la pérdida de masa provocada por el viento estelar.

Etapa final y muerte de un cuerpo estelar

Durante su vida, en la estrella actúan dos fuerzas opuestas: la presión de radiación que surge de la fusión estelar y la gravitación. Cuando el combustible se acerca a su fin, la presión de radiación disminuye poco a poco y la gravitación toma la delantera.

La presión en el núcleo sigue aumentando, de modo que se hace posible seguir formando elementos pesados por fusión. En la combustión del helio que ahora empieza se forma carbono. El carbono puede fusionarse además en oxígeno. Al final de la llamada combustión en capas se forma hierro. Llama la atención la duración de cada reacción de fusión. Mientras que la combustión del hidrógeno puede durar 10 000 millones de años o más, la del silicio termina ya al cabo de una semana.

El curso de la etapa final depende de la masa.

Estrellas de poca masa 

hasta 0,3 masas solares

Las estrellas de poca masa no recorren por completo la combustión en capas. Al apagarse antes de tiempo esa combustión, la temperatura y la presión de radiación en el núcleo disminuyen y se contraen bajo la gravedad hasta formar enanas blancas. En ese estado permanecen hasta enfriarse por completo, momento a partir del cual ya no emiten luz (enana negra).

0,3-2,3 masas solares

Las estrellas de poca masa de esta categoría recorren la combustión en capas más lejos que las descritas arriba. La presión de radiación crece mucho en un tiempo comparativamente corto y la estrella se hincha hasta varias veces su diámetro. Surge una gigante roja (ejemplo: Betelgeuse, en la constelación de Orión). En este proceso se desprenden las capas exteriores y se forma una nebulosa planetaria. Tras apagarse la combustión en capas, la estrella colapsa en una enana blanca.

Estrellas masivas 

2,3-3 masas solares

Estas estrellas masivas recorren por completo la combustión en capas hasta la fusión en hierro. Con la aparición del hierro se forman campos magnéticos. Los campos magnéticos generan un viento estelar de partículas solares con carga eléctrica. Esto contribuye a una pérdida de masa supercrítica, de modo que también ellas colapsan en enanas blancas.

>3 masas solares

Las estrellas extremadamente masivas fusionan casi todos los elementos en hierro. En el núcleo de hierro resultante, de algunos miles de kilómetros, se concentra casi toda la masa estelar. Al superarse un valor límite de masa, el núcleo de hierro colapsa en fracciones de segundo. En ello se libera una cantidad enorme de energía que desgarra todas las capas circundantes. La estrella perece en una supernova. Como resultado dependiente de la masa surge una estrella de neutrones o un agujero negro.

Tipos de estrellas

Clasificación de las estrellas por color y propiedades espectrales

Estrellas de población III

Las primeras estrellas del universo dispusieron casi exclusivamente de hidrógeno como materia prima. Surgieron probablemente 200 millones de años después del Big Bang. En ese momento el universo era aún mucho más denso que hoy, de modo que fueron muy masivas y grandes.

Su vida fue extremadamente corta, así que hoy probablemente ya no existen estrellas de esa primera generación. Pero ya habían formado elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, creando así la materia prima para la siguiente generación estelar.

Estrellas de población II

Todavía existen hoy. Se caracterizan sobre todo por su gran edad y su color rojo. Muchas de ellas queman su combustible muy despacio y alcanzarán una edad elevada.

Estrellas de población I

Estas estrellas son jóvenes y brillan en azul. Se pueden subdividir aún más. El Sol se asigna a la “población I vieja”.

Estrellas dobles

Las estrellas dobles son estrellas que aparente o realmente tienen una relación espacial estrecha entre sí. Se habla de estrella doble óptica cuando, debido a una línea de visión de ángulo muy estrecho del observador, las estrellas aparecen juntas en el firmamento pero en realidad están muy alejadas entre sí. Es el caso, por ejemplo, cuando una estrella está cerca del observador y otra parece situarse a su lado, pero en realidad está mucho más lejos del observador que la primera. 

Las estrellas dobles reales son dos estrellas tan próximas en el espacio que se influyen gravitatoriamente. Giran alrededor de un centro de gravedad común y constituyen aproximadamente el 50 % de las estrellas del universo.

Estrellas variables

Las estrellas variables se caracterizan por oscilaciones de su brillo. Esto no debe confundirse con el centelleo o parpadeo de las estrellas, cuya causa está en perturbaciones atmosféricas. Según la causa de la variación de brillo de la estrella se pueden distinguir:

Estrellas variables eclipsantes

Sistema de estrella doble con componentes de brillo distinto cuyo plano de rotación se sitúa aproximadamente en ángulo recto respecto al observador.

Estrellas variables por rotación

Estrellas que no irradian la misma intensidad de luz en todas las direcciones, como por ejemplo un púlsar. Un púlsar es una estrella de neutrones en rotación rápida cuyo eje de campo magnético se desvía de su eje de rotación. En los polos del campo magnético se emite radiación. Si la Tierra se encuentra en el cono de radiación del púlsar en rotación, esto se percibe como un pico de radiación periódico y recurrente.

Estrellas variables pulsantes

En su evolución, las estrellas atraviesan fases inestables en las que las magnitudes de estado y la luminosidad cambian de forma periódica. Esto ocurre casi siempre al final de la etapa de secuencia principal.

¿Cuántas estrellas hay?

Si se mira al cielo nocturno desde un lugar oscuro, se pueden reconocer unos 5000 cuerpos celestes luminosos sin ayudas técnicas. Casi todos esos puntos de luz pertenecen a nuestra galaxia, la Vía Láctea.

Pero en nuestra galaxia hay muchas más estrellas de las que podemos divisar con los ojos. Se estima su número en la Vía Láctea en 300 000 millones (300 000 000 000 de estrellas). En todo el universo existe una multitud de galaxias. A principios de los años noventa se estimaba el número de galaxias existentes en 100 000 millones. Sin embargo, conocimientos más recientes sugieren que 9 de cada 10 galaxias no podemos observarlas. Eso multiplicaría su número por diez.

A partir del número de estrellas por galaxia y de la cantidad estimada de galaxias en el universo se puede determinar de forma aproximada el número total en todo el espacio:

300 000 000 000 000 000 000 000 estrellas

Datos, cifras y hechos espectaculares sobre las estrellas

1. La estrella más grande conocida es UY Scuti, una supergigante roja en la constelación de Ofiuco, unas 1.700 veces mayor que el Sol.
2. El Sol tiene unos 4600 millones de años y le quedan todavía unos 5000 millones de años hasta el final de su vida como estrella de la secuencia principal.
3. La estrella más cercana al sistema solar es Próxima Centauri, que está a unos 4,24 años luz.
4. La estrella más brillante del cielo nocturno es Sirio, que está a unos 8,6 años luz y tiene una magnitud aparente de -1,46 mag.
5. Una estrella de neutrones es una estrella extremadamente densa formada por los restos de una explosión de supernova y con solo unos 20 kilómetros de diámetro.
6. Un agujero negro es un objeto astronómico con una gravedad tan fuerte que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de él.
7. La temperatura superficial del Sol es de unos 5.500 grados Celsius, mientras que la temperatura en el núcleo ronda los 15 millones de grados Celsius.
8. Una estrella con 10 veces la masa del Sol arderá unos 10 millones de años antes de explotar como supernova.
9. La estrella más brillante del universo es R136a1, en la Nebulosa de la Tarántula, unas 10 millones de veces más brillante que el Sol.
10. Una explosión de supernova puede brillar brevemente tanto como una galaxia entera y liberar energía suficiente para crear elementos más pesados que el hierro.

Las estrellas más brillantes en retrato