estrellas












cuerpo celeste  compuesto de gas caliente que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior, y que alcanzan diámetros que van de cientos a miles de veces el diámetro de la Tierra.
Las estrellas tienen brillo propio porque en su centro las presiones y temperaturas son lo suficientementeelevadas como para propiciar que los átomos colisionen entre sí frecuente y fuertemente. En estas colisiones, a veces se fusionan dos o más núcleos atómicos para formar uno solo. A este fenómeno se le llama fusión termonuclear. En su forma más básica, este proceso fusiona cuatro átomos de hidrógeno para formar un átomo de helio. Estrictamente hablando, la masa no se conserva en este proceso físico. Sitomáramos cuatro gramos de núcleos de hidrógeno y los fusionáramos hasta convertirlos íntegramente en núcleos de helio, no obtendríamos exactamente los cuatro gramos de helio esperados, sino tan sólo 3.97 gramos.
En sentido general, una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia; mientras que en términos más técnicos y precisos podría decirse que se trata de una esfera de plasmaque mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce 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 del Sol se mantiene con laenergía producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética. Sin embargo, como se explica más adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen la evolución de la estrella.Estas esferas de gas emitentres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética, los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permite observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en lagran 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, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche, respectivamente.
Descripción
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,081 y120-2002 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 que abarca entre una diezmilésima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionarmediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:

donde L es la luminosidad, la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.
Ciclo de vida
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por Niels Bohr en la teoría de las órbitascuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más...