Diferencia entre revisiones de «Estrella»
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En un sentido general, puede afirmarse que una '''estrella''' es todo cuerpo celeste que brilla con luz propia en la noche. Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de un cúmulo de materia en estado de [[plasma (estado de la materia)|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. {{cita requerida}}
== Generalidades ==
La energía que disipan en el espacio estas acumulaciones de gas, son en forma de [[radiación electromagnética]], [[neutrino]]s y [[Viento solar|viento estelar]]; y nos permiten 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, estas llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas que produce las [[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 cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.
== Texto de titular ==▼
=== Descripción ===
Son objetos de [[masa]]s enormes comprendidas entre 0,08<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1997A%26A...327.1054B&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=44db12b10928852 Baraffe, I., Chabrier, G., Allard F. y Hauschildt, P. H. 1997, A&A 327, 1054]</ref> y 120-200<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005ApJ...620L..43O&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=44db12b10906914 Oey, M. S. y Clarke, C. J. 2005, ApJL 620, 43]</ref>
[[masa solar|masas solares]] (M<sub>sol</sub>). Los objetos de masa inferior se llaman [[Enana marrón|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 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:
:<math>L = 4 \pi R^2 \sigma T_{e}^4 </math>
donde '''L''' es la luminosidad, <math>\sigma</math> la [[constante de Stefan-Boltzmann]], '''R''' el radio y '''T<sub>e</sub>''' la [[temperatura efectiva]].
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, sostienen la hidrostásis del cuerpo y este mantiene su apariencia iridiscente predicho por [[Niels Bohr]] en la teoría de las [[Orbital atómico|órbitas cuantificadas]]. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la [[fusión nuclear|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 de colapso, 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 en que 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]].
== Formación y evolución de las estrellas ==
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