Diferencia entre revisiones de «Estrella»

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 ¿Quédinámico son(véase [[Evolución estelar#Escalas de tiempo en la vida de las estrellas|Escalas de tiempo fugaces?estelar]]).