Estrellas

Estrella

Para otros usos de este término, véase Estrella (desambiguación).

Las Pléyades, un cúmulo abierto de la constelación Tauro.
En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de una esfera de plasma, que mantiene su forma gracias a un equilibrio defuerzas denominado equilibrio hidrostático. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que hace el plasma hacia fuera, que tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el Sol, se mantiene con el suministro de energía producidaen el interior de la estrella. Por ello, el equilibrio se mantendrá esencialmente en las mismas condiciones, en la medida en que la estrella mantenga el ritmo de producción energética. Pero dicho ritmo, como se explica luego, cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro, que se conocen como evolución de la estrella.
Descripción
Son objetos demasas enormes comprendidas entre 0,08[1] y 120-200[2] masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de unaestrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:

Donde L es la luminosidad, σ la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.
Ciclo de vida
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, sostienen la hidrostásis del cuerpo y este mantiene su apariencia iridiscente predicho por Niels Bohr en la teoría de lasórbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se dilatan en el tiempo, las partes más externas del objeto comienzan a fusionar sus átomos. Esta parte más externa, por no estar restringida al mismo nivel que el núcleo, produce un aumento del diámetro. Llegados a cierta distancia, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el quelos procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia muchos menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta fase, el objeto entra en la fase de colapso, por lo que la fuerza de la gravedad (la otra parte en interacción) y las interacciones de fusión en las capas más externas delobjeto, producen una constante variación del diámetro, en las que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias en un momento en el que las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de la masa total de la estrella, la fusión de material entrará en su procesodegenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el Principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.
Formación y evolución de las estrellas
Artículos principales: Formación estelar y Evolución estelar
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, porsupernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso...