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En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo cuerpo celeste que brilla con luz propia. Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de un cúmulo de materia en estado de plasma en un continuo proceso de colapso, en la que interactúan diversas fuerzas que equilibran dicho proceso en un estado hidrostático. El tiempo que tarde en colapsar dicho cúmulo,depende del tiempo en el que las diversas fuerzas dejen de equilibrar la hidrostásis que da forma a la estrella.
Generalidades
La energía que disipan en el espacio estas acumulaciones 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 gran mayoría de loscasos, 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 disco luminoso cuyapresencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

[editar] Descripción
Son 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 rango muy amplioyendo 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 vida
Mientras las interacciones se producen en elnúcleo, 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 núcleo,produce un aumento del diámetro. Llegados a cierta distancia, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta fase, el objeto entra en la fase decolapso, por lo que la fuerza de la gravedad (la otra parte en interacción) y las interacciones de fusión en las capas más externas del objeto, 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 enque la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de la masa total de la estrella, la fusión de material entrará en su proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el Principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.

[editar] Formación y evolución de las estrellas
Artículos principales: Formación estelar y Evolución estelar
Las estrellas seforman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas 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...
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