Revisión del 02:05 9 ene 2019 editar Cesarbntzlpz (discusión · contribs.) 4 ediciones informacion de las enanas blancas Etiqueta: Edición visual ← Ir a diferencia anterior		Revisión del 03:32 9 ene 2019 editar deshacer Hasley (discusión · contribs.) Burócratas, Bibliotecarios 33 822 ediciones Retiro material sin referencias Etiquetas: Edición desde móvil Edición vía web móvil Ir a siguiente diferencia →
Línea 8: Durante una porción de su vida, una estrella brilla debido a la [[Fusión nuclear\|fusión termonuclear]] del [[hidrógeno]] en [[helio]] en su núcleo, que libera 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. La vida de una estrella [[~~Formación~~formación estelar\|comienza]] con el [[~~Colapso~~colapso gravitatorio\|colapso gravitacional]] de una [[nebulosa]] gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Cuando el núcleo estelar es suficientemente denso, el hidrógeno comienza a convertirse en helio a través de la [[fusión nuclear]], liberando energía durante el proceso.<ref name="sunshine">{{cita web \| apellido= Bahcall \| nombre= John N. \| fecha= 29 de junio de 2000 Línea 26: \| fechaacceso= 8 de agosto de 2006\|idioma=inglés}}</ref> Mientras tanto, el núcleo se convierte en un [[Estrella compacta\|remanente estelar]]: una [[enana blanca]], una [[estrella de neutrones]], o (si es lo suficientemente masiva) un [[agujero negro]]. Los [[~~Estrella~~estrella binaria\|sistema binarios]] y multibinarios consisten de dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente entre sí, y por lo general se mueven una alrededor de la otra en [[órbita]]s estables. Cuando dos estrellas poseen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitatoria puede tener un impacto significativo en su evolución.<ref name="iben">{{cita publicación \| apellido= Iben \| nombre= Icko, Jr. \| título=Single and binary star evolution Línea 33: \| bibcode=1991ApJS...76...55I \| doi=10.1086/191565\|idioma=inglés}}</ref> Las estrellas, unidas gravitacionalmente entre sí, pueden formar parte de estructuras mucho más grandes, tales como [[Cúmulo estelar\|cúmulos estelares]] o [[galaxia]]s. las '''''enanas blancas''''' comienzan su vida con masas inferiores unas tres veces a la del sol. supuestamente, por afirmaciones de diferentes astrónomos, ciertas estrellas al pasar por la etapa de gigante roja pierden la totalidad de su envoltura , la masa del núcleo; así , son las inferiores una vez y media a la del sol y esto impide que puedan colapsarse. La perdida de la envoltura produce una nebulosa densa en el entorno a la misma estrella; son extensos anillos luminosos que rodean una estrella central poco brillante y muy caliente. La luminosidad de ellos se debe a que absorben la radiación de la estrella en ultravioleta y la vuelve a emitir como radiación visible. los núcleos de las nebulosas planetarias posiblemente son estrellas cuyo material se encuentra en condiciones anormales (mayor presión) , que agotaron casi por completo el hidrógeno y así consumieron gran parte del helio == Observación histórica ==

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