Diferencia entre revisiones de «Estrella»

El concepto de constelación ya era conocido durante el período [[Babilonia (ciudad)|babilónico]]. Los antiguos observadores del cielo imaginaron que la disposición de las estrellas destacadas formabanformaba dibujos, y laslos asociaron con aspectos particulares de la naturaleza o de sus mitos. Doce de estas formaciones estaban situadas a lo largo de ladel bandaplano de la [[eclíptica]] y se convirtieron en la base de la [[astrología]].<ref name="koch95">{{cita libro |apellido1= Koch-Westenholz |nombre1= Ulla |apellido2= Koch |nombre2= Ulla Susanne |fecha= 1995 |título= Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination |página= 163 |volumen= 19 |series= Carsten Niebuhr Institute Publications |editorial= Museum Tusculanum Press |isbn= 87-7289-287-0|idioma=inglés}}</ref> Muchas de las estrellas individuales más prominentes también recibieron nombres, particularmente con designaciones [[idioma árabe|árabes]] o [[idioma latín|latinas]].

| idioma=inglés}}</ref> Para los antiguos griegos, algunas «estrellas», conocidas como [[planeta]]s (griego πλανήτης (planētēs, que significa «vagabundo»), representaban varias deidades importantes, de las cuales se tomaron los nombres de los planetas [[Mercurio (planeta)|Mercurio]], [[Venus (planeta)|Venus]], [[Marte (planeta)|Marte]], [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] y [[Saturno (planeta)|Saturno]].<ref name="mythology" /> ([[Urano (planeta)|Urano]] y [[Neptuno (planeta)|Neptuno]] también eran [[Mitología griega|dioses griegos]] y [[Mitología romana|romanos]], pero ninguno de los dos fue conocido en la antigüedad debido a su bajo brillo, y sus nombres fueron asignados por astrónomos posteriores).

Hacia 1600, los nombres de las constelaciones se usaron para nombrar las estrellas en las regiones correspondientes del cielo. El astrónomo alemán [[Johann Bayer]] creó una serie de mapas estelares y aplicó letras griegas como [[denominación de Bayer|designaciones]] ade las estrellas en cada constelación. Más tarde sefue inventóinventado un sistema de numeración basado en la [[ascensión recta]] de la estrella y se agregó al catálogo de estrellas de [[John Flamsteed]] en su libro ''Historia coelestis Britannica'' (la edición de 1712), por lo que este sistema de numeración llegó a llamarse ''[[denominación de Flamsteed]]'' o ''numeración de Flamsteed''.<ref>{{cita web

La única autoridad internacionalmente reconocida para designar los cuerpos celestes es la [[Unión Astronómica Internacional]] (IAU).<ref name="space_law09">{{cita libro |apellido1= Lyall |nombre1= Francis |apellido2= Larsen |nombre2= Paul B. |título= Space Law: A Treatise |página= 176 |editorial= Ashgate Publishing, Ltd |fecha= 2009 |isbn= 0-7546-4390-5 |capítulo= Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies|idioma=inglés}}</ref> Esta asociación mantiene el [[Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estellas]] (WGSN)<ref name="WGSN">{{cita web | url=https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/ | título=IAU Working Group on Star Names (WGSN)|fechaacceso=22 de mayo de 2016|idioma=inglés}}</ref> Queque cataloga y normaliza los nombres propios de las estrellas. Diversas compañías privadas venden nombres de estrellas, lo que la Biblioteca Británica llama una [[empresa comercial]] [[Regulación|no regulada]].<ref name="astrometry05">{{cita web |título= Star naming |fecha= 2005 |editorial= Scientia Astrophysical Organization. |url= http://www.astrometry.org/starnaming.php |fechaacceso= 29 de junio de 2010 |idioma= inglés |urlarchivo= https://web.archive.org/web/20100617054639/http://www.astrometry.org/starnaming.php |fechaarchivo= 17 de junio de 2010 }}</ref><ref name="bl_disclaimer">{{cita web |título= Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises |obra= British Library |editorial= The British Library Board |url= http://www.bl.uk/names.html |urlarchivo= https://web.archive.org/web/20100119033625/http://www.bl.uk/names.html |fechaarchivo= 19 de enero de 2010 |fechaacceso= 29 de junio de 2010|idioma=inglés}}</ref> La AIU se ha desvinculado de esta práctica comercial y estos nombres no son reconocidos ni por la IAU, ni por los astrónomos profesionales ni por la comunidad de astrónomos aficionados.<ref name="andersen10">{{cita web |nombre= Johannes |apellido= Andersen |título= Buying Stars and Star Names |editorial= International Astronomical Union |url= http://www.iau.org/public/buying_star_names/ |fechaacceso= 24 de junio de 2010|idioma=inglés}}</ref> Una de esas firmas es ''[[International Star Registry]]'' (Registro Internacional de Estrellas), que durante la década de 1980 fue acusadoacusada de [[práctica engañosa|prácticas engañosas]] por hacer parecer que el nombre asignado era [[Alto cargo#Adjetivo|oficial]]. Esta práctica de ISR, ahora interrumpida, fue informalmente etiquetada como una estafa y un fraude,<ref name="si30_5">{{cita publicación |nombre= Phil |apellido= Pliat |título= Name Dropping: Want to Be a Star? |editorial= Skeptical Inquirer |volumen= 30.5 |fecha= septiembre-octubre 2006 |url= http://www.csicop.org/si/show/name_dropping_want_to_be_a_star/ |fechaacceso= 29 de junio de 2010 |idioma= inglés |publicación= |urlarchivo= https://web.archive.org/web/20100720160648/http://www.csicop.org/si/show/name_dropping_want_to_be_a_star |fechaarchivo= 20 de julio de 2010 }}</ref><ref name="sd19980401">{{cita web |apellido= Adams |nombre= Cecil |fecha= 1 de abril de 1998 |título= Can you pay $35 to get a star named after you? |url= http://www.straightdope.com/columns/read/826/can-you-pay-35-to-get-a-star-named-after-you |editorial= The Straight Dope |fechaacceso= 13 de agosto de 2006|idioma=inglés}}</ref> <ref name= "golden_faflick82">{{cita noticia |apellido1= Golden |nombre1= Frederick |apellido2= Faflick |nombre2= Philip |fecha= 11 de enero de 1982 |título= Science: Stellar Idea or Cosmic Scam? |publicación= Time |publisher= Time Inc. |url= http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html |fechaacceso= 24 de junio de 2010|idioma=inglés}}</ref> <ref name= "di_justo20011226">{{cita noticia |nombre= Patrick |apellido= Di Justo |fecha= 26 de diciembre de 2001 |título= Buy a Star, But It's Not Yours |obra= Wired |editorial= Condé Nast Digital |url= http://archive.wired.com/techbiz/media/news/2001/12/49345 |fechaacceso= 29 de junio de 2010|idioma=inglés}}</ref> y el [[Departamento de Asuntos del Consumidor de la Ciudad de Nueva York]] emitió una advertencia contra ISR por involucrarse en una práctica comercial engañosa.<ref name= "pliat02">{{cita libro |nombre= Philip C. |apellido= Plait |enlaceautor= Phil Plait| fecha= 2002 |título= [[Bad astronomy: misconceptions and misuses revealed, from astrology to the moon landing "hoax"]] |páginas= 237-240 |editorial= John Wiley and Sons |isbn= 0-471-40976-6|idioma=inglés}}</ref>

Aunque los parámetros estelares puedan expresarse en [[sistema internacional de unidades|unidades SI]] o [[Sistema Cegesimal de Unidades|unidades CGS]], muchas veces es más conveniente expresar la [[masa]], la [[luminosidad]] y losel [[radio (geometría)|radiosradio]] en unidades solares, sobre la base de las características del Sol. En el año 2015, la [[Unión Astronómica Internacional|UAI]] definió un conjunto de valores nominales solares (definidos como constantes SI, sin incertidumbres) que pueden ser utilizados para citar parámetros estelares:

La [[masa solar]] M_⊙ no fue definida explícitamente por la [[Unión Astronómica Internacional|UAI]] debido a la gran incertidumbre relativa (10⁻⁴) de la [[Constante de gravitación universal|constante gravitatoria newtoniana]] G. Sin embargo, dado que el producto de la constante gravitatoria newtoniana y la masa solar conjunta (GM_⊙) ha sido determinado acon una precisión mucho mayor, la IAU definió el parámetro de masa solar ''nominal'' como:

Sin embargo, se puede combinar el parámetro de masa solar nominal con la estimación [[CODATA]] más reciente (2014) de la constante gravitatoria newtoniana G para obtener una masa solar de aproximadamente 1.9885 × 10³⁰{{esd}}kg. Aunque los valores exactos de la luminosidad, el radio, el parámetro de masa y la masa pueden variar ligeramente en el futuro debido a las incertidumbres observacionales, las constantes nominales de IAU de 2015 seguirán siendo los mismos valores SI, ya que siguen siendo útiles para citar parámetros estelares.

Las longitudes grandes, como el radio de una estrella gigante o el [[Semieje mayor|eje semi-mayor]] de un sistema estelar binario, se expresan muchas veces en términos de la [[unidad astronómica]] —aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol (150 millones de km o aproximadamente 93 millones de millas)—. En 2012, la AIU definió la [[Anexo:Constantes astronómicas|constante astronómica]] como una longitud exacta en metros: 149.597.870.700{{esd}}m.<ref name="Prsa16"/>

Las estrellas se condensan en las regiones del [[Medio interestelar|espacio]] de mayor densidad, peroaunque esas regiones son menos densas que dentroel interior de una [[cámara de vacío]]. Dichas regiones, conocidas como [[Nube molecular|nubes moleculares]], consisten principalmente en hidrógeno, con alrededor de 23 a 28 por ciento de helio y algunos elementos más pesados. Un ejemplo de estaestas regiónregiones de creadoraformación de estrellas es la [[Nebulosa de Orión]].<ref>

Todas las estrellas pasan la mayor parte de su existencia como estrellas de la ''[[secuencia principal]]'', alimentadas sobre todo por la fusión nuclear del hidrógeno en el helio dentro de sus núcleos. Sin embargo, las estrellas de diferentes masas tienen propiedades marcadamente diferentes en varias etapas de su desarrollo. El destino final de las estrellas más masivas difiere del de las estrellas menos masivas, al igual que sus luminosidades y el impacto que tienen en su entorno, por lo que los astrónomos suelen agrupar las estrellas por su masa:<ref>

*''Estrellas de masa muy baja'', con masas por debajo de 0,5 [[Masa solar|''M''_☉]], son completamente convectivas y distribuyen [[helio]] uniformemente por toda la estrella mientras están en la secuencia principal. Por lo tanto, nunca se someten a la quema del revestimiento ni se convierten en [[Gigante roja|gigantes rojas]] sino que dejan de fundirsefusionarse y pasan a ser [[Enana blanca#Estrellas con muy baja masa|enanas blancas]] de helio, enfriándose lentamente después de agotar su hidrógeno.<ref name="adams">{{cita conferencia

*''Estrellas de masa baja'', (entre las que se incluye el Sol), con una masa entre 0,5 ''M''_☉ y 1,8-2,5 ''M''_☉ dependiendo de la composición, se convierten en gigantes rojas a medida que su núcleo de hidrógeno se agota y comienzan a quemar helio en el núcleo en un [[flash de helio]]; desarrollan un núcleo de carbono-oxígeno, degenerado más tarde en la [[rama asintótica gigante]]; que finalmente soplase adeshacen de su capa exterior como una [[nebulosa planetaria]] y dejadejan detrás deatrás su núcleo en forma de una enana blanca.

*''Estrellas de masa intermedia'', entre 1,8-2,5 ''M''_☉ y 5-10 ''M''_☉, pasan a través de etapas evolutivas similares a las estrellas de baja masa, pero después de un período relativamente corto en el [[apelotonamiento rojo]] se enciende el helio sin flash y pasan por un período prolongado en el Rojoapelotonamiento rojo antes de formar un núcleo de carbono-oxígeno degenerado.

*''Estrellas masivas,'' generalmente tienen una masa mínima de 7-10 ''M''_☉ (posiblemente tan baja como 5-6 ''M''_☉). Después de agotar el hidrógeno en el núcleo, estas estrellas se convierten en [[supergigante]]s y pasan a [[Fusión nuclear|fundirfusionar]] elementos más pesados que el helio. Terminan su vida cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas.

La formación de una estrella comienza con la inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular, causada por regiones de mayor densidad —muchas veces desencadenada por la compresión de las nubes por radiación de estrellas masivas, por la expansión de burbujas en el medio interestelar, por la colisión de diferentes nubes moleculares o por la [[interacción de galaxias|colisión de galaxias]] (como en una [[galaxia con brote estelar]])—.<ref>

</ref> Cuando una región alcanza una densidad suficiente de materia como para satisfacer los criterios de la [[inestabilidad de Jeans]], comienza a colapsarse bajo su propia fuerza gravitatoria.<ref>

A medida que colapsa la nube colapsa, los conglomerados individuales de polvo denso y gas forman un "[[Glóbuloglóbulo de Bok]]". Cuando este colapsa y aumenta la densidad, la energía gravitacional se convierte en calor y aumenta la temperatura. Cuando la nube protoestelar ha alcanzado aproximadamente la condición estable del [[equilibrio hidrostático]], se forma una [[Protoestrella|proto estrellaprotoestrella]] en el núcleo.<ref>

Generalmente estas [[Estrella presecuencia principal|estrellas de la secuencia pre-principal]] están rodeadas por un [[disco protoplanetario]] y alimentadas principalmente por la conversión de energía gravitacional. Su período de contracción gravitacional dura alrededor de 10 a 15 millones de años.

Al principio de su desarrollo, las estrellas T Tauri siguen la [[trayectoria de Hayashi]]: se contraen y disminuyen en luminosidad mientras permanecen aproximadamente a la misma temperatura.

Se observa que la mayoría de las estrellas forman parte de sistemas estelares binarios, y las propiedades de estos sistemas son el resultado de las condiciones en las que se formaron.<ref>

Una nube de gas debe perder su momento angular para colapsar y formar una estrella. La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento angular. Estas interacciones tienden a dividir más los sistemas binarios separados (suavesblandos), mientras también causacausan que los sistemas duros pasen a estar vinculados más estrechamente. Esto produce la separación de los sistemas binarios en sus dos distribuciones de poblaciones observadas.