Diferencia entre revisiones de «Estrella»
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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 ==
{{AP|Formación estelar|AP2=Evolución estelar}}
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 (H<sub>2</sub>) 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 [[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]]).
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]].
[[Archivo:123107main_image_feature_371_ys_4.jpg|thumb|Adolescencia estelar]]
{{VT|Diagrama de Hertzsprung-Russell}}
== Agrupaciones y distribución estelar ==
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