LaS eSTRELLAS

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 estrella prototípica
8 Clasificación
8.1 Tipos espectrales
8.2 Clases de luminosidad
8.3 Clasificación gravitacional de estrellas8.3.1 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 Legado estelar
11 Véase también
12 Referencias
13 Bibliografía
13.1 Inglés
13.2 Alemán
14 Enlaces externos
14.1 En español
14.2 Eninglés
14.3 En alemán


[editar] GeneralidadesEstas esferas de gas emiten tres 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, lasradiaciones estelares 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, 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.

[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 rango muy amplio que abarca entre una diezmilésima parte y tres millones de veces laluminosidad 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, la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.

[editar] Ciclo de vidaMientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo yla estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. 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, dichoproceso 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 etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna —la gravedad y lasinteracciones de fusión de las capas externas— producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando 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 su masa total, la fusión entrará en un procesodegenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.

[editar] Formación y evolución de las estrellasArtículos 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, por...