Diferencia entre revisiones de «Estrella»
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[[Archivo:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|thumb|Imagen del [[Sol]] en falso color, una [[enana amarilla|estrella de tipo-G de la secuencia principal]], la más cercana a la Tierra.]]
Una '''estrella''' (del [[latín]]: ''
Durante una porción de su vida, una estrella brilla debido a la [[Fusión nuclear|fusión termonuclear]] del [[hidrógeno]] en [[helio]] en su núcleo, liberando energía que atraviesa el interior de la estrella y, después, se [[Radiación|irradia]] hacia el [[espacio exterior]]. Cuando el hidrógeno en el núcleo de una estrella está casi agotado, casi todos los elementos más pesados que el helio producidos de forma natural son creados por [[nucleosíntesis estelar]] durante la vida de la estrella y, en algunas estrellas, por [[nucleosíntesis de supernovas]] cuando explotan. Al finalizar su vida, una estrella también puede contener [[materia degenerada]]. Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, [[metalicidad]] (composición química), y muchas otras propiedades de una estrella mediante la observación de su movimiento a través del espacio, su [[luminosidad]] y [[Espectroscopia astronómica|espectro]], respectivamente. La masa total de una estrella es el principal determinante de su [[Evolución estelar|evolución]] y destino final. Otras características de una estrella, incluyendo el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de una estrella afecta a su rotación y movimiento. Una [[Diagrama de dispersión|gráfica de dispersión]] de muchas estrellas que hace referencia a su [[luminosidad]], [[magnitud absoluta]], [[temperatura superficial]] y [[tipo espectral]], conocido como el [[diagrama de Hertzsprung-Russell]] (Diagrama H-R), permite determinar la edad y el estado evolutivo de una estrella.
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