En el centro (o núcleo) de las estrellas concurren unas condiciones (temperaturas del orden de decenas de millones de grados y presiones de varios millones de atmósferas) tales que cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio con liberación de energía. Esta energía se propaga lentamente a través de la zona radiactiva y la zona convectiva, que son opacas, para después emerger a la fotosfera varios miles de años después de haberse producido.

El brillo que percibimos de una estrella no procede, por tanto, directamente de su núcleo, que de echo permanece invisible, si no ha sido emitido por sus estratos más superficiales, esto es, la fotosfera y la cromosfera. Las temperaturas de los estratos visibles es de miles de grados centigrados, unas mil veces inferior a la temperatura del núcleo.

Es por esta razón que un trozo de hierro calentado a 1500ºC parece rojo, mientras que el filamento de una bombilla, que puede soportar asta 3400ºC, emite una luz amarillenta. Calentando un cuerpo a temperaturas aún más elevadas, la luz emitida es blanca y, si la temperatura alcanza los 20.000-30.000ºC, es azul.

Muchas informaciones obtenidas sobre las estrellas se han deducido del análisis de los espectros, que son fotografiados de la luz descompuesta en sus elementos cromáticos. Los espectros, además de revelar con precisión la temperatura, permiten también obtener información sobre la composición química de los estratos superficiales de las estrellas. En función de las características espectrales, es posible clasificar las estrellas en ocho clases principales, denominadas O, B, A, F, G, K, M y N: en esta claso O (azules) en las clases M y N aparecen las más frias (rojas).

Alrededor del año 1910, los astrónomos E. Hertzsprung y H. N. Russe, trataron de representar gráficamente los datos concernientes a la luminosidad y el color de las estrellas. El resultado fué la invención de un diagrama, esencial en Astrofísica, que lleva su nombre (diagrama de Hertzspring-Russell, o H-R) al que corresponde el siguiente gráfico.

Como puede apreciarse, las estrellas se agrupan en determinadas zonas del diagrama: en particular, se reconoce una banda que atraviesa diagonalmente todo el gráfico, llamada secuencia principal . La razón no es casual, y ha sido explicada mediante los modelos estelares teóricos: evaluando la posición de una estrella en el diagrama H-R, podemos deducir su masa, su estructura actual e, incluso, la evolución pasada y futura del astro.

La luminosidad de las estrellas

Para nuestra primera observación astronómica, elegiremos una noche serena y sin Luna, a ser posible en una localidad lejana de toda contaminación lumínica de las ciudades. Una de las formas más simples de calibrar los efectos de la denominada contaminación lumínica provocada por la urbanización (es decir, la luz emitida por las farolas de la calle y la mala iluminación de edificios y monumentos, los estadios de fútbol y las fabricas) es tratar de contar las estrellas apreciables a simple vista desde el balcón de casa: si nos encontramos en una gran ciudad, difícilmente podemos ver en una noche más de treinta, número muy escaso si consideramos las cerca de 1500 estrellas que pueden observarse sin instrumento algún.

Pero volvamos a nuestra observación; la primera característica que percibimos es que no todas las estrellas tienen la misma luminosidad. La razón es doble: la luminosidad intrínseca de la estrella y su distancia de la Tierra. Todas las estrellas no poseen la misma luminosidad intrínseca (absoluta), que depende esencialmente de su masa: una estrella muy masiva se quema a mayor velocidad que una ligera. Esta última al producir menos energía, es también menos brillante que aquella.

Podría pensarse que una estrella que parece brillante debe ser muy masiva; en realidad, hay un segundo factor determinante: la distancia. En realidad, se sabe que una fuente luminosa parece tanto más brillante cuando más próxima se haya del observador. Ambos factores son completamente independientes, por lo que la simple observación de la luminosidad aparente nada puede decirnos acerca de su masa y luminosidad intrínseca: una estrella no muy masiva como el Sol, es aparentemente , 100 millones de veces más luminosa que Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno.
Si por el contrario, comparamos las luminosidades absolutas, Sirio es 23 veces más luminosa que el Sol y, en consecuencia, también más masiva (el doble que el Sol). El Sol parece más brillante por que se haya a 150 millones de Km de la Tierra, mientras que Sirio dista 8,7 año luz, ¡Unos 82 Billones de Km!

Aunque sea engañosa para ciertos usos, la media de luminosidad aparente de una estrella tiene su importancia. La unidad de medida de la luminosidad es, en Astronomía, la magnitud.
El valor de la magnitud es inversamente proporcional a la luminosidad de una estrella, es decir, cuanto más pequeña sea la magnitud, tanto más luminosa parece la estrella. Por ejemplo, una estrella de magnitud 1 (o de 1ª magnitud) es más brillante (exactamente 100 veces) que una estrella de magnitud 6 (6ª magnitud).

Existen también magnitudes negativas: por ejemplo, el planeta Venus puede alcanzar la magnitud -4, mientras que el Sol tiene una magnitud -26,8. El ojo humano puede percibir estrellas de una magnitud máxima 6 (en caso excepcionales, hasta 7), pero con los grandes telescopios astronómicos se han llegado a observar objetos de magnitud aparente 29, corresponde a una intensidad luminosa ¡1500 millones de veces inferior a las estrellas más débiles apreciables a simple vista!

La escala de las magnitudes es logarítmica, es decir, que a cada incremento fijo de magnitud corresponde una determinada proporción en la intensidad luminosa. Por razones históricas, se hizo de manera que a una diferencia de 5 magnitudes le correspondiera una intensidad próxima a las 100 veces. Si Ia/Ib es la relación entre la intensidad luminosa de dos estrellas A y B, la diferencia entre sus magnitudes Ma y Mb se obtiene de la siguiente manera:

Dado que, como hemos visto, la intensidad de una fuente luminosa depende de la distancia a la que se encuentra, para poder comparar la luminosidad absoluta de las estrellas los astrónomos han introducido la magnitud absoluta, que consiste en la magnitud que tendría un objeto situado a una distancia tipo de 32,6 años luz. Así, si decimos que el Sol tiene una magnitud absoluta 4,87 se entiende que, si estuviera situad a esa distancia, luciría como una estrella de magnitud 4,87, un objeto, pues, mucho menos brillante.

El color de las estrellas

Las estrellas dobles

Existen dos tipos de estrellas dobles: las dobles aparentes y las dobles físicas. Los sistemas múltiples aparentes son grupos de estrellas contiguas sólo por perspectiva: se trata de estrellas que están separadas por decenas de años luz, aunque su perpetua alineación hacen que parezcan separadas por pocos segundos de arco.