Diferencia entre revisiones de «Estrella»

donde '''L''' es la luminosidad, <math>\sigma</math> la [[constante de Boltzmann|constante de Stefan-Boltzmann]], '''R''' el radio y '''T_e''' la [[temperatura efectiva]].

Las estrellas se forman en las regiones más densas de las [[nube molecular|nubes moleculares]] como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por [[supernova]]s 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 [[Gravedad|atracción gravitatoria]]. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado [[protoestrella]]. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del [[hidrógeno]], se considera que la estrella está en la llamada [[secuencia principal]], fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en [[evolución estelar]]) y puede convertirse en una [[enana blanca]] o explotar como supernova, dejando también un [[estrella compacta|remanente estelar]] que puede ser una [[estrella de neutrones]] o un [[agujero negro]]. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico (véase [[Evolución estelar#Escalas de tiempo en la vida de las estrellas|Escalas de tiempo estelar]]).

Las estrellas pueden estar ligadas [[Gravedad|gravitacionalmente]] unas con otras formando [[estrellaEstrellas binariabinarias|sistemas estelares binarios]], ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la [[Vía Láctea]] pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1998AJ....115..821M&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=44db12b10905192 Mason, B. D. et al. 1998, AJ 115, 821]</ref> y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005ApJ...633..452K&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=44db12b10903401 Kraus, A. L.; White, R. J. y Hillenbrand, L. A. 2005, ApJ 633, 452]</ref> Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados [[Cúmulo estelar|cúmulos estelares]]. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la [[Vía Láctea]] se distinguían dos tipos: (1) los [[cúmulo globular|cúmulos globulares]], que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los [[cúmulo abierto|cúmulos abiertos]], que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea [[Cúmulo estelar|cúmulos estelares]] jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son [[nebulosa de la Tarántula|30 Doradus]] en la [[Gran Nube de Magallanes]] y NGC 4214-I-A en NGC 4214.

Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al [[campo gravitatorio]] global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: [[Agujero negro|agujeros negros]], estrellas, [[objetos compactos]] y [[medio interestelar|gas interestelar]].

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el [[Universo]], a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en [[galaxia]]s. Una [[galaxia espiral]] típica (como la [[Vía Láctea]]) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho [[plano galáctico]]. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. [[Extrapolación|Extrapolando]] de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el [[disco galáctico]] y dentro de éste en una región central, el [[protuberancia galáctica|bulbo galáctico]], que se sitúa en la constelación de [[Sagitario]].

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por [[convección]] o por [[radiación]], se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en [[cromosfera|cromósfera]], [[fotosfera|fotósfera]] y [[corona solar]]. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por [[ion|partículas ionizadas]] altamente aceleradas por el [[campo magnético]] de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

A principios del [[siglo XX]] la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna [[reacción química]] alcanzaba el [[rendimiento]] necesario para mantener la [[luminosidad]] que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Sir [[Arthur Stanley Eddington|Arthur Eddington]] fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de [[fisión nuclear|fisión]] y las de [[fusión nuclear|fusión]]. Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el [[hierro]], los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por [[Hans Bethe]] en [[1938]], es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o [[ciclo CNO]]).

:4[[protio|¹H]] → 2[[deuterio|²H]] + 2[[antielectrónpositrón|e⁺]] + 2[[neutrino|ν_e]] (4.0 M[[electronvoltio|eV]] + 1.0 MeV)

La clasificación moderna se realiza a través del [[tipo espectral (estelar)|tipo espectral]]. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el [[catálogo Henry Draper|catálogo de Henry Draper]] (HD) realizado en [[Universidad Harvard|Harvard]] a principios del [[siglo XX]], el cual determina lo que se denomina ''Tipo espectral'', y el catálogo del [[Observatorio Yerkes]], realizado en [[1943]], el cual determina lo que se denomina ''Clase de luminosidad''.

| &nbsp; B || ''blanco-azul'' || 25 000-11 000 || ''[[Espiga (estrella)|Spica]]''

| &nbsp; F || ''blanco-amarillo'' || 7 500-6 000 || '[[Procyon (estrella)|Proción]]''

Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las [[estrella de Wolf-Rayet|estrellas de Wolf-Rayet]] son extremadamente infrecuentes. Las [[Enana marrón|enanas marrones]], proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Tal como ha sucedido con ciertas [[constelación|constelaciones]] y con el propio [[Sol]], las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización se las ha observado como entidades vivientes ([[animismo]]), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identificado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al [[pensamiento mágico]].

* [[Constelación|Constelaciones]]

* [[Anexo:EstrellasLista másde estrellas cercanas a la Tierra|Lista de estrellas cercanas a la Tierra]]