Estrellas

EstrellaDe Wikipedia, la enciclopedia libre
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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 unaesfera de plasma, que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas 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 típicocomo el Sol, se mantiene con el suministro de energía producida en 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 seconocen como evolución de la estrella.

1 Generalidades
1.1 Descripción
1.2 Ciclo de vida
2 Formación y evolución de las estrellas
3 Agrupaciones y distribución estelar
3.1 Estrellas ligadas
3.2 Estrellas aisladas
3.3 Distribución estelar
3.4 La navegación espacial y el posicionamiento estelar
4 Estructura estelar
5 Generación de energía en las estrellas
6 Composición
7 La estrellaprototípica
8 Clasificación
8.1 Tipos espectrales
8.2 Clases de luminosidad
8.3 Clasificación gravitacional de estrellas
8.3.1 Clasificación por centro gravitacional estelar
8.3.2 Clasificación de estrellas sistémicas por posición
8.3.3 Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional
8.3.4 Clasificación de estrellas por sistema planetario
9 Mitología estelar
10 Véase también
11Referencias
12 Bibliografía
12.1 Inglés
12.2 Alemán
13 Enlaces externos
13.1 En español
13.2 En inglés
13.3 En alemán


[editar] GeneralidadesLa energía que disipan en el espacio estas esferas de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la granmayoría de los casos, titilantes.

Debido a la gran distancia que suelen recorrer las radiaciones estelares, estas llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un discoluminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

[editar] DescripciónSon objetos de masas 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 rangomuy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella 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.

[editar] Ciclo de vidaMientras las interacciones seproducen en el núcleo, sostienen la hidrostásis del cuerpo y este mantiene su apariencia iridiscente predicho por Niels Bohr en la teoría de las órbitas 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...