Definicin de estrellaEl universo es el habitat de las estrellas y su estudio constituye una de las partes ms atrayentes de la Astronoma.Para los astrnomos una definicin de estrella es la siguiente: una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energa en su interior, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde all al espacio, en todas direcciones.Las dimensiones de las estrellas son bastante variadas: las hay mucho mayores que el Sol (cientos de veces) y, en el otro extremo, varias veces ms pequeas; de este modo, en trminos de tamaos, el Sol se ubica en un punto medio, con un radio de 700.000 km (equivalente a algo ms de 100 veces la el radio de la tierra)Las estrellas de mayores dimensiones son extremadamente brillantes. Al ser tan grandes tienen mayor masa y generan ms energa: se dice que estas estrellas "gastan" sus recursos energticos mucho ms rpido que las otras, ms pequeas. Por esta causa, las estrellas gigantescas viven poco tiempo, no ms de algunos millones de aos. En cambio, estrellas pequeas logran existir alrededor de una decena de miles de millones de aos, ya que consumen pocos recursos y, por consiguiente, producen poca energa.Durante siglos, de una a otra generacin, los hombres vieron a millares de estrellas brillando noche tras noche; ningn cambio apreciable se produca en las mismas, salvo en poqusimas excepciones (por ejemplo en los eventos de supernovas).Nombre Temperatura Superficial(en grados Centgrados) Radio (expresado en radios Solares R) Tipo de estrella Centauro 21.000 11 giganteCapella 5.500 12 giganteBetelgeuse 3.100 290 supergiganteAntares 3.100 480 supergiganteSirio B 7.500 0,054 enana blancaEsa observacin pareciera indicar que todas las estrellas se habran creado, simultneamente, con distintos grados de brillo. Sin embargo, esto no es as. Los astrnomos descubrieron que algunas estrellas son jvenes y otras viejas, algunas pequeas y otras grandes, algunas son fras y otras muy calientes. No todas las estrellas son iguales.La Magnitud de las estrellasHace dos mil aos atrs el astrnomo Hiparco (161-126 AC) ide una escala de medida del brillo de las estrellas y para ello calific a las estrellas visibles en seis clases de magnitud. Las ms brillantes eran de primera magnitud, las que le seguan inmediatamente (un poco menos brillantes) fueron de segunda magnitud y as sucesivamente, hasta englobar a las estrellas ms dbiles, apenas distinguibles a simple vista (sexta magnitud). Debe prestarse atencin a que las estrellas ms tenues en brillo son las de valores de magnitud ms grandes.En este sistema de magnitudes, la diferencia de brillo entre dos magnitudes consecutivas es de 2,5 veces, lo que implica que la relacin de luminosidad entre las estrellas ms brillantes y las ms dbiles es de alrededor de 100, es decir, sigue una relacin de tipo logartmica.El sistema de Hiparco de clasificacin del brillo estelar se mantuvo hasta hoy, actualizado y extendido a las estrellas que slo pueden verse con telescopios. Los astrnomos han medido el brillo de algunas estrellas (llamadas stndar), a las que les han asignado un valor de magnitud constante; con ellos, se calcula la magnitud de las restantes estrellas por comparacin.Estas magnitudes se denominan aparentes (se trata de las que se perciben, sin correccin alguna). El Sol tiene una magnitud aparente de -26,8m; el planeta Venus vara entre -3m y -4,5m; y las estrellas ms dbiles posibles de observar con un telescopio terrestre alcanzan +24m.Ahora bien, la magnitud aparente no solo depende de la energa irradiada por las estrellas, sino tambin de la distancia a la que que se encuentran. El Sol, por ejemplo, no resultara muy luminosos si se hallara a la distancia que se encuentra la estrella ms cercana ( Centauro)..Para eliminar el efecto de la distancia, los astrnomos idearon el concepto de magnitud absoluta. Esta magnitud es una medida de la luminosidad que tendra para nosotros si la estrella se encontrara a una distancia de 10 pc (esta distancia equivale a 32,6 aos luz).Para conocer la magnitud absoluta, se debe conocer la magnitud aparente (por ejemplo, con un fotmetro, que es un instrumento que permite medir el brillo aparente de los astros y la distancia. Recprocamente, con ambas magnitudes (la aparente y la absoluta) se puede estimar la distancia de un astro; en este caso, la magnitud aparente se obtiene (como antes) directamente de las observaciones fotomtricas y la magnitud absoluta, por su parte, se consigue determinar a partir de consideraciones fsicas o mediante comparaciones con objetos cuyo brillo intrnseco se conoce.Por otra parte, el diferente brillo o luminosidad intrnseca de las estrellas depende de la reserva del componente bsico de cada una: el hidrgeno (H). La transformacin gradual del H en helio (He) da lugar a la energa que luego observamos como el brillo de la estrella.La masa de una estrella es nso cuenta u sobre la cantidad de materia que posee; es un nmero no muy sencillo de obtener, ya que a travs de la luz que recibimos de los astros no suministra ninguna informacin acerca de su valor.No obstante, se consigue medir la masa de una estrella siempre que se pueda determinar el efecto de su fuerza de atraccin gravitatoria sobre el movimiento de otro cuerpo, ubicado ste a distancia conocida. Este mtodo para calcular masas estelares no puede aplicarse a estrellas solitarias, a causa de que su aislamiento hace que la influencia gravitatoria sobre sus cuerpos vecinos no sea significativa. En cambio, es aplicable para determinar la masa de aquellas estrellas que forman sistemas binarios o dobles (e trata de dos estrellas muy prximas movindose una alrededor de la otra. En esos sistemas, las estrellas se encuentran muy prximas, afectadas mutuamente por accin de sus respectivas fuerzas de gravedad.