Estrella

Imagen del Sol en falso color, una estrella de tipo-G de la secuencia principal, la más cercana a la Tierra.

Una estrella (del latín stella) es una esfera luminosa de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas y a su propia gravedad. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de la 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 la energía producida en el interior de la estrella. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. Otras estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la Tierra. Históricamente, las estrellas más prominentes fueron agrupadas en constelaciones y asterismos, y las estrellas más brillantes ganaron nombres propios. Un extensivo catálogo ha sido compilado por los astrónomos, proporcionando designaciones estandarizadas a las estrellas.

Por lo que se refiere a la duración de su vida, una estrella brilla debido a la fusión termonuclear del hidrógeno en helio en su núcleo, liberando energía que atraviesa el interior de la estrella y después se irradia hacia el espacio exterior. Cuando el hidrógeno en el núcleo de una estrella está casi agotado, casi todos los elementos más pesados que el helio producidos de forma natural son creados por nucleosíntesis estelar durante la vida de la estrella y, en algunas estrellas, por nucleosíntesis de supernovas cuando explotan. Al finalizar su vida, una estrella también puede contener materia degenerada. Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, metalicidad (composición química), y muchas otras propiedades de una estrella mediante la observación de su movimiento a través del espacio, su luminosidad y espectro, respectivamente. La masa total de una estrella es el principal determinante de su evolución y destino final. Otras características de una estrella, incluyendo el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de una estrella afecta a su rotación y movimiento. Una gráfica de dispersión de muchas estrellas que hace referencia a su luminosidad, magnitud absoluta, temperatura superficial y tipo espectral, conocido como el diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar la edad y el estado evolutivo de una estrella.

La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Cuando el núcleo estelar es suficientemente denso, el hidrógeno comienza a convertirse en helio a través de la fusión nuclear, liberando energía durante el proceso. Los restos del interior de la estrella portan la energía fuera del núcleo a través de una serie combinatoria de procesos de radiación y convección. La presión interna de la estrella evita colapsarse aún más bajo su propia gravedad. Cuando se agota el combustible de hidrógeno en el núcleo, una estrella con al menos 0,4 veces la masa del Sol se expande hasta convertirse en una gigante roja, en algunos casos fusionando elementos más pesados en el núcleo o en capas externas alrededor del núcleo (como el carbono o el oxígeno). La estrella entonces evoluciona hasta una forma degenerada, reciclando una porción de su materia en el medio interestelar, donde contribuirá a la formación de una nueva generación de estrellas con una mayor proporción de elementos más pesados. Mientras tanto, el núcleo se convierte en un remanente estelar: una enana blanca, una estrella de neutrones, o (si es lo suficientemente masiva) un agujero negro.

Los sistema binarios y multi-binarios consisten de dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente entre sí, y por lo general se mueven una alrededor de la otra en órbitas estables. Cuando dos estrellas poseen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitatoria puede tener un impacto significativo en su evolución. Las estrellas pueden formar parte de estructuras unidas gravitacionalmente entre sí mucho más grandes, tal como un cúmulo estelar o una galaxia.

Generalidades

Estas 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, las radiaciones de las propias estrellas 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.

Descripción

Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08[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 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, la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.

Ciclo de vida

Mientras las interacciones se producen en el núcleo, estas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la 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, 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 etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna —la gravedad y las interacciones 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 termina en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.

Other Languages
Afrikaans: Ster
Alemannisch: Stern
አማርኛ: ኮኮብ
aragonés: Estrela
العربية: نجم
ܐܪܡܝܐ: ܟܘܟܒܐ
مصرى: نجمه
asturianu: Estrella
Aymar aru: Warawara
azərbaycanca: Ulduz
تۆرکجه: اولدوز
башҡортса: Йондоҙҙар
Boarisch: Stean
žemaitėška: Žvāzdie
беларуская: Зорка
беларуская (тарашкевіца)‎: Зорка
български: Звезда
भोजपुरी: तारा
Bahasa Banjar: Bintang
বাংলা: তারা
brezhoneg: Steredenn
bosanski: Zvijezda
буряад: Одон
català: Estrella
Mìng-dĕ̤ng-ngṳ̄: Diâng-sĭng
нохчийн: Седа
ᏣᎳᎩ: ᏃᏈᏏ
Tsetsêhestâhese: Hotohke
کوردیی ناوەندی: ئەستێرە
čeština: Hvězda
словѣньскъ / ⰔⰎⰑⰂⰡⰐⰠⰔⰍⰟ: Ꙃвѣꙁда
Чӑвашла: Çăлтăр
Cymraeg: Seren
dansk: Stjerne
Deutsch: Stern
Zazaki: Estare
Ελληνικά: Αστέρας
emiliàn e rumagnòl: Strèla
English: Star
Esperanto: Stelo
euskara: Izar
estremeñu: Estrella
فارسی: ستاره
suomi: Tähti
Võro: Taivatäht
føroyskt: Stjørnur
français: Étoile
Nordfriisk: Stäär
furlan: Stele
Frysk: Stjer
Gaeilge: Réalta
Gàidhlig: Reul
Avañe'ẽ: Mbyja
Gaelg: Rollage
客家語/Hak-kâ-ngî: Hèn-sên
עברית: כוכב
हिन्दी: तारा
Fiji Hindi: Tara
hrvatski: Zvijezda
Kreyòl ayisyen: Etwal
magyar: Csillag
Հայերեն: Աստղ
interlingua: Stella
Bahasa Indonesia: Bintang
Ilokano: Bituen
Ido: Stelo
íslenska: Sólstjarna
italiano: Stella
ᐃᓄᒃᑎᑐᑦ/inuktitut: ᐅᓪᓗᕆᐊᖅ
日本語: 恒星
Patois: Staar
la .lojban.: tarci
Basa Jawa: Lintang
ქართული: ვარსკვლავი
Qaraqalpaqsha: Juldız
Taqbaylit: Itri
қазақша: Жұлдыз
ಕನ್ನಡ: ನಕ್ಷತ್ರ
한국어: 항성
къарачай-малкъар: Джулдуз
Ripoarisch: Steern
Kurdî: Stêr
Latina: Stella
Ladino: Estreya
Lëtzebuergesch: Stär
лезги: Гъед
Limburgs: Staar
lumbaart: Stela
lietuvių: Žvaigždė
latviešu: Zvaigzne
Malagasy: Kintana
македонски: Ѕвезда
മലയാളം: നക്ഷത്രം
монгол: Од
मराठी: तारा
кырык мары: Шӹдӹр (астрономи)
Bahasa Melayu: Bintang
Mirandés: Streilha
မြန်မာဘာသာ: ကြယ်
эрзянь: Теште
مازِرونی: اساره
Dorerin Naoero: Edetang
Nāhuatl: Citlalli
Napulitano: Stella
Plattdüütsch: Steern (Astronomie)
नेपाली: तारा
नेपाल भाषा: नगु
norsk nynorsk: Stjerne
norsk bokmål: Stjerne
Novial: Stele
Nouormand: Êtaile
Diné bizaad: Sǫʼ
occitan: Estela
ਪੰਜਾਬੀ: ਤਾਰਾ
Kapampangan: Batuin
Picard: Étole
polski: Gwiazda
پنجابی: تارہ
português: Estrela
Runa Simi: Quyllur
română: Stea
armãneashti: Steauâ
русский: Звезда
русиньскый: Звізда
संस्कृतम्: तारा
саха тыла: Сулус
sardu: Istedda
sicilianu: Stidda
Scots: Starn
srpskohrvatski / српскохрватски: Zvijezda
සිංහල: තරු
Simple English: Star
slovenčina: Hviezda
slovenščina: Zvezda
chiShona: Nyenyedzi
Soomaaliga: Xidig
shqip: Ylli
српски / srpski: Звезда
Seeltersk: Stiern
Basa Sunda: Béntang
svenska: Stjärna
Kiswahili: Nyota
ślůnski: Gwjozda
தமிழ்: விண்மீன்
тоҷикӣ: Ситора
Türkmençe: Ýyldyz
Tagalog: Bituin
Türkçe: Yıldız
татарча/tatarça: Йолдыз
удмурт: Кизили
українська: Зоря
اردو: ستارہ
oʻzbekcha/ўзбекча: Yulduz
vèneto: Stéła
vepsän kel’: Tähtaz
Tiếng Việt: Sao
walon: Sitoele
Winaray: Bitoon
吴语: 恆星
хальмг: Одн
მარგალური: მურიცხი
ייִדיש: שטערן
Yorùbá: Ìràwọ̀
中文: 恒星
文言: 恆星
Bân-lâm-gú: Chheⁿ
粵語: 恆星