Diferencia entre revisiones de «Estrella»

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 producidas por la [[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.

 

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_sol). 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: