Diferencia entre revisiones de «Estrella»
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Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente [[simetría esférica]] por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de [[Vega (estrella)|Vega]] es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...645..664A Aufdenberg, J. P. et al. 2006, ApJ 645, 664]</ref>
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el [[Sistema Solar]] unos 10<sup>20</sup> [[gramo]]s de materia estelar son expulsados por el [[viento solar]] cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y [[metalicidad]] igual a la del Sol acabará expulsando en forma de [[viento solar|viento estelar]] más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A%26AS...96..269S Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269]</ref> Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una [[nebulosa planetaria]], una supernova o una [[hipernova]] por la cual se expulsa aún más materia al [[espacio interestelar]]. La materia expulsada incluye [[elemento]]s pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y [[planeta]]s, aumentando así la [[metalicidad]] del [[Universo]].▼
▲a una velocidad muy baja. En el [[Sistema Solar]] unos 10<sup>20</sup> [[gramo]]s de materia estelar son expulsados por el [[viento solar]] cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y [[metalicidad]] igual a la del Sol acabará expulsando en forma de [[viento solar|viento estelar]] más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A%26AS...96..269S Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269]</ref> Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una [[nebulosa planetaria]], una supernova o una [[hipernova]] por la cual se expulsa aún más materia al [[espacio interestelar]]. La materia expulsada incluye [[elemento]]s pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y [[planeta]]s, aumentando así la [[metalicidad]] del [[Universo]].
[[Archivo:123107main image feature 371 ys 4.jpg|thumb|Adolescencia estelar.]]
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